Sternengeschichten

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1. Sternengeschichten Folge 558: Analoge Standorte: Mars und Mond auf der Erde
   04.08., 07:0004.08.2023, 07:0000:10:13

   Nicht ganz so gefährliche Raumfahrt Sternengeschichten Folge 558: Analoge Standorte: Mars und Mond auf der Erde Raumfahrt ist ein großartiges Abenteuer. Egal ob es jetzt um Satelliten geht, die fremde Himmelskörper umkreisen und fantastische Bilder zur Erde schicken. Oder um Rover, die auf der Oberfläche von Mond und Mars herumfahren. Oder um Menschen, die diese fremden Welten tatsächlich betreten. Raumfahrt ist aber nicht nur ein Abenteuer sondern ein gefährliches Abenteuer und vor allem nicht Selbstzweck, sondern Wissenschaft. Wir wollen diese fremden Welten verstehen und wir wollen dabei nicht sterben und auch nicht unnötig viel Geld verschwenden. Auf der Erde kann man in vielen Fällen Dinge einfach ausprobieren und wenn es nicht klappt, dann zieht man hier eine Schraube nach, baut dort ein neues Teil an und versucht es noch einmal. Ok, so einfach ist es nicht immer, aber im Weltall ist es nie einfach. Es ist schon gefährlich und aufwendig, überhaupt einmal dorthin zu kommen. Und wenn man dort ist und etwas nicht funktioniert, dann hat man im besten Fall nur ein teures Gerät kaputt gemacht und im schlimmsten Fall sterben Menschen. Aber wie soll man das Problem lösen? Der Weltraum ist gefährlich, gerade weil es der Weltraum ist und nicht die Erde. Die Bedingungen dort; die Bedingungen auf Mond oder Mars sind völlig anders als auf der Erde. Wie soll man etwas für einen Einsatz im Weltraum oder auf der Oberfläche eines anderen Himmelskörpers testen, wenn man sich nicht dort befindet? Gar nicht, wäre die korrekte Antwort. Zumindest dann nicht, wenn man die Tests unter exakt den gleichen Bedingungen wie beim Einsatz durchführen will. Aber man kann zumindest probieren, näherungsweise hier auf der Erde nach Bedingungen zu suchen, die man auch außerhalb der Erde findet. Orte, an denen das möglich ist nennt man "Analoge Standorte" und die wollen wir uns in dieser Folge ein wenig genauer ansehen. Was genau ein "analoger Standort" ist, hängt davon ab, was man genau untersuchen will. Ein Container der auf irgendeinem Parkplatz rumsteht, kann ein analoger Standort sein, wenn es darum geht herauszufinden, wie Menschen sich verhalten, wenn sie lange Zeit auf engstem Raum eingesperrt sind, so wie sie es wären, wenn sie sich in einem Raumschiff oder einer Raumstation befinden. Aber im allgemeinen sucht man schon nach etwas präziseren Übereinstimmungen. Man kann die Realitätsnähe analoger Standorte grob nach folgenden Kategorien einteilen: Morphologie, Chemie, Biologie und Forschungsbedingungen. Der Container am Parkplatz wäre ein Beispiel für die letzte Kategorie; da geht es ja darum, die Bedingungen nachzustellen, die Menschen bei ihrer Arbeit auf einer Raumstation haben. Genauso dazu gehören Unterwassereinrichtungen wie zum Beispiel die der NASA Extreme Environment Mission Operations oder kurz NEEMO, wo sich Astronautinnen und Astronauten knapp 20 Meter unter dem Meeresspiegel in speziellen Stationen wochenlang von der Außenwelt abschirmen und für ihre Arbeit üben können. Wenn sie dann die Station verlassen und sich im Wasser aufhalten, haben sie zwar keine echte Schwerelosigkeit, aber zumindest ähnliche Bedingungen wie bei einem Einsatz im Weltall und ein Raumanzug, der schon im Wasser Probleme macht, wird vermutlich auch im All nicht sonderlich praktisch sein. Man kann aber auch nach anderen Ähnlichkeiten suchen, zum Beispiel nach geografischen Merkmalen auf der Erde, die denen auf anderen Himmelskörpern ähneln. Ein Rover, der sich über den Boden des Mars bewegen soll, sollte das zumindest in einer ähnlich beschaffenen Landschaft auf der Erde schaffen, sonst braucht er gar nicht erst losfliegen. Als die ersten Astronauten des Apollo-Programms zum Mond geflogen sind, hat man sie vorher an geologischen Expeditionen auf der Erde teilnehmen lassen, damit sie lernen, wie man zum Beispiel Gestein erkennt, das bei Asteroideneinschlägen entstanden ist. Das findet man auch auf der Erde und wenn sie es am Mond finden sollen, müssen sie besser vorher lernen, wie es aussieht. In der Umgebung vieler irdischer Vulkane findet man Terrain, dass dem auf dem Mond ähnlich ist; auf unseren Gletschern kann man zumindest ein Gefühl dafür kriegen, wie es in den Polarregionen des Mars sein muss, und so weiter. Neben diesen morphologischen Ähnlichkeiten, also den Ähnlichkeiten in der Form von geografischen Merkmalen, kann man auch auf die Chemie und die Biologie schauen. Eine Rover, der auf dem Mars bestimmte Gesteinsarten finden und analysieren soll oder gar nach den Spuren von Mikroorganismen sucht, sollte all das auch auf der Erde finden können und idealerweise unter ähnlichen Bedingungen. Und bevor der Rover sich an die Arbeit machen kann, müssen wir überhaupt erst mal verstehen, ob und wie sich Chemie und Biologie auf anderen Himmelskörpern überhaupt verhalten könnten. Wenn wir wissen wollen, ob am Mars etwas lebt oder gelebt haben kann, müssen wir hier auf der Erde nach Orten suchen, wo es zumindest mal ebenso kalt und trocken ist und schauen, was dort leben kann und wie es das tut. Und so weiter. Es gibt jede Menge Fragestellungen, bei denen man schon hier auf der Erde anfangen kann, nach Antworten zu suchen, bevor man sich auf den Weg ins All macht. Und es gibt ebenso viele Orte, an denen man das tun kann. Die können wir uns nicht alle ansehen, aber zumindest ein paar davon schon. Zum Beispiel den Rio Tinto im Südwesten von Spanien. Der Name bedeutet so viel wie "roter Fluss" und genau das ist er auch: Ein Fluss, dessen Wasser deutlich rot gefärbt ist. Grund dafür sind vor allem Pyrit und Chalkopyrit, zwei Eisenverbindungen die verwittern. Das tun sie unter anderem deswegen, weil dort Mikroorganismen leben, die in der Lage sind, einen Teil dieser Verbindungen quasi zu "fressen" und dabei andere Stoffe freisetzen, die dann in den Fluss gelangen. Wegen all dieser Stoffe ist das Wasser des Flusses auch extrem sauer, weswegen dort so gut wie nichts leben kann, nur eben ein paar sehr zähe, sehr extreme Mikroorganismen. Genau deswegen interessiert sich auch die Astrobiologie auch für den Rio Tinto, denn dort kann man lernen, wie es vielleicht auf dem Mars abgelaufen sein könnte. Eisenverbindungen gibt es dort heute noch jede Menge und Wasser gab es früher vielleicht mal sehr viel mehr als jetzt und wenn wir das Leben im Rio Tinto verstehen, kriegen wir einen Eindruck, wie es am Mars gewesen sein könnte. Ein anderer analoger Standort ist Beacon Valley in der Antarktis. Dieser Ort kommt den Bedingungen am Mars vielleicht näher als jeder andere Ort auf der Erde. Dass es in der Antarktis kalt ist, ist keine Überraschung und wenn es dort richtig kalt ist, ist es fast so kalt wie auf dem Mars. Der Mars ist aber nicht nur kalt, sondern auch extrem trocken. Trockenheit erwartet man sich in der Antarktis nicht; immerhin ist da ja alles voll mit gefrorenem Wasser. Aber einerseits ist das Wasser dort eben gefroren und damit trocken und nicht flüssig. Und andererseits gibt es in der Antarktis auch die antarktischen Trockentäler, zu denen auch Beacon Valley gehört. Die Täler sind Teil des transantarktischen Gebirges, das sich einmal quer durch den südlichsten Kontinent zieht. Die Berge dort können bis zu 4500 Meter hoch werden und sie schirmen die Trockentäler vom Eis ab. Die Gletscher aus dem Inneren des Kontinents kommen da nicht drüber und auf der Küstenseite des Gebirges bleiben die Täler eisfrei. Auch der Wind, der vom eisigen Inneren über die Berggipfel zu den Tälern wehen muss, verliert dabei seine Feuchtigkeit. Der Schnee fällt auf das transantarktische Gebirge und übrig bleibt nur ein sehr trockender Fallwind, der von den Bergen in die Täler zum Meer saust und dabei noch die letzten Reste an Feuchtigkeit mitnimmt. Wir haben dort also extrem kalte und trockene Bedingungen, so wie überall auf dem Mars. Auf der Erde sind die antarktischen Trockentäler aber einzigartig und deswegen auch ein einzigartiger analoger Standort wenn man den Mars erforschen will. Dass es auf der Oberfläche des Mars kein Leben zu geben scheint, wissen wir mittlerweile. Und auch in den Trockentäler der Antarktis gibt es an der Oberfläche quasi kein Leben. Aber dort gibt es unterirdische Seen und in einigen hat man schon Mikroorganismen gefunden. Noch haben wir solche Lebensräume auf dem Mars nicht gefunden, aber wenn wir sie einmal finden sollten, dann sicherlich nur, weil wir zuvor auf der Erde entsprechend geübt haben. Wenn man auf der Suche nach einer extrem trockenen Gegend mit sehr dünner Luft ist - der Mars hat ja auch so gut wie keine Atmosphäre - dann wird man in der Atacama-Wüste fündig. Auch hier ist es kalt, im Vergleich zu vielen anderen Wüsten, immerhin liegt die Gegend 3000 Meter über dem Meeresspiegel. Durch die Höhe kriegt man auch sehr viel UV-Strahlung ab, wie man es in der dünnen Atmosphäre des Mars tun würde und Salzbecken mit Perchloraten. Das sind Verbindungen aus Chlor und Sauerstoff, die man auch im Marsstaub nachgewiesen hat. Und die auf der Erde von Mikroorganismen abgebaut werden können. Es ist also kein Wunder, dass auch in der Atacama-Wüste jede Menge weltraumrelevante Forschung durchgeführt worden ist. Es gibt noch viel mehr Orte auf der Erde, wo man zumindest ein Gefühl dafür kriegen kann, wie es draußen im Weltall und auf der Oberfläche anderer Himmelskörper sein könnte. Das ist für die Wissenschaft sehr praktisch - aber uns Menschen reicht das Gefühl alleine nicht. Wir wollen wirklich dort draußen sein. Und wenn wir auf der Erde ausreichend viel geübt und gelernt haben, werden wir das irgendwann auch schaffen.

2. Sternengeschichten Folge 557: Das verschwundene Hafnium und die Entstehung der Erde
   28.07., 07:0028.07.2023, 07:0000:10:49

   Forschung mit der radioaktiven Zeitmaschine Sternengeschichten Folge 557: Das verschwundene Hafnium und die Entstehung der Erde Die Astronomie hat es nicht leicht. So gut wie alles, was sie untersucht, ist absurd weit weg. Man kann es nur anschauen, und über die unvorstellbaren Entfernungen im Universum ist das natürlich nicht leicht. Trotzdem haben wir es im Laufe der Zeit geschafft, eine erstaunliche Menge an Wissen zu sammeln. Die Entfernung ist aber nur ein Problem, denn oft hat will man auch Dinge wissen, die prinzipiell nicht beobachtbar sind. Zum Beispiel die Entstehung der Planeten im Sonnensystem. Das ist vor 4,6 Milliarden Jahren passiert und wir haben keine Zeitmaschine, um das live ansehen zu können. Wir können probieren, andere Planetensysteme zu beobachten, die gerade dabei sind zu entstehen und daraus allgemeine Prinzipien abzuleiten. Wir können Computersimulationen erstellen, die in Modellen nachvollziehen, was damals passiert sein könnte. Aber wenn wir trotzdem irgendwas konkretes über die Entstehung eines Himmelskörpers wie der Erde wissen wollen, brauchen wir auch konkrete Daten. Und überraschenderweise geht das: Wenn wir wissen wollen, was bei der Entstehung der Erde passiert ist, müssen wir uns mit Hafnium beschäftigen. Hafnium ist ein chemisches Element und eines von den eher unbekannten. Im Alltag hat man so gut wie nie damit zu tun und man hat es auch vergleichsweise spät entdeckt. 1912 hat man vermutet, dass es da noch ein stabiles chemisches Element geben muss, ein Atom das 72 Protonen im Atomkern haben muss. Immerhin kannte man ja schon die Elemente Lutetium und Tantal, die 71 beziehungsweise 73 Protonen im Atomkern hatten und da wäre es komisch gewesen, wenn es nicht auch eines mit 72 Protonen geben würde. Entdeckt hat man es aber erst 1923, in Kopenhagen und darum heißt es auch so, wie es heißt: Hafnia ist der lateinische Name der dänischen Hauptstadt. Hafnium ist nicht sonderlich häufig und es kommt in der Erdkruste auch nicht in Reinform vor sondern nur in Verbindung mit dem Element Zirconium. Wenn man Hafnium auf chemischen Weg in Reinform gewinnt, dann kriegt man ein silbrig glänzendes Schwermetall, das trotzdem weich und biegsam ist. Weil es so wenig davon gibt und so schwer zu gewinnen ist, kommt man aber selten in die Verlegenheit, es bearbeiten zu müssen. Es wird eigentlich hauptsächlich als Steuerstab in Kernreaktoren verwendet, weil es sehr korrosionsbeständig ist und sehr gut die bei einer Kernspaltung freiwerdenden Neutronen aufnehmen kann. Aber weil es so teuer ist, wird es nur vom Militär verwendet, für Atom-U-Boote oder so; da kann man es sich anscheinend leisten. Wir interessieren uns aber aus einem anderen Grund für Hafnium. So wie fast jedes chemische Element hat es auch Isotope, also Variationen des Atoms, wo der Kern zwar immer noch 72 Protonen hat, aber eine unterschiedliche Anzahl an Neutronen. Am häufigsten ist Hafnium-180, das 108 Neutronen im Kern hat, es gibt aber insgesamt 35 Isotope und manche davon sind radioaktiv; das heißt, sie sind nicht stabil und zerfallen nach einer gewissen Zeit. Insbesonder Hafnium-182 tut das und zwar mit einer Halbwertszeit von circa 9 Millionen Jahren. Soll heißen: Von einer gewissen Menge an Hafnium-182 ist nach 9 Millionen Jahren die Hälfte zerfallen, nach weiteren 9 Millionen Jahre die Hälfte von der verbliebenen Hälfte, und so weiter. Das Element, in das sich Hafnium-182 durch seine Radioaktivität umwandelt ist Wolfram, genauer gesagt das Isotop Wolfram-182 und das zerfällt nicht mehr weiter. Und das ist zwar alles sehr interessant; erklärt aber immer noch nicht, wie wir damit in die Vergangheit zur Entstehung der Erde schauen können. Die Sache wird deutlicher, wenn wir uns klar machen, dass Hafnium-182 auch bei Supernova-Explosionen auf natürlichem Weg erzeugt wird. Das Isotop kann auch in den äußeren Schichten von sterbenden Roten-Riesensternen gebildet werden. So oder so wird das Hafnium dann im All verteilt und gelangt in die Wolken aus Gas und Staub, aus denen neue Sterne und Planeten entstehen. Und wenn diese Stern- und Planetenentstehung nicht allzu lange nach der Explosion der Supernova beziehungsweise dem Tod der Roten Riesen erfolgt, dann haben die entstehenden Planeten auch ein bisschen Hafnium-182 dabei. Also: Gehen wir davon aus, dass in der Nähe der kosmischen Wolke aus der das Sonnensystem entstanden ist, ein paar sterbende Sterne Hafnium-182 verteilt haben. Und dass die Planeten bei ihrer Entstehung auch ein bisschen Hafnium-182 als Baumaterial zur Verfügung hatten. Was hilft uns das jetzt, mehr als 4,5 Milliarden Jahre später? Nach dieser enorm langen Zeit ist definitiv auch das letzte Hafnium-182-Atom längst zerfallen. Das stimmt, aber wir sind ja noch nicht fertig. Hafnium ist ein sogenanntes lithophiles Element. Das heißt, es bleibt eher dort, wo sich Fels und Gestein befinden; siliziumhaltiges Material. Wolfram, das Element in das Hafnium zerfällt ist dagegen ein kleines bisschen siderophil. Das bedeutet "eisenliebend" und deswegen treibt sich Wolfram eher dort herum, wo sich auch das Eisen rumtreibt. Jetzt müssen wir uns noch kurz überlegen, was passiert, wenn ein Planet entsteht. Und keine Sorge: Am Ende wird sich alles wunderbar zusammenfügen. Ein Planet der gerade erst dabei ist, zu entstehen, ist undifferenziert. Das heißt, die ganzen chemischen Elemente aus denen er besteht, sind mehr oder weniger gleichmäßig durchmischt. Ich könnte ein Stückchen von seiner äußersten Schicht nehmen und eines aus dem tiefsten Inneren und beide Stücke würden mehr oder weniger gleich aussehen. Wenn ein Planet groß genug ist, beginnt er irgendwann, sich zu differenzieren. Das heißt, die chemischen Elemente sortieren sich nach ihrem Gewicht. Schweres Zeug, wie Eisen sinkt immer tiefer in den Planeten hinein und das leichte Material, wie Gestein, bleibt außen. Das ist auch bei der Erde passiert und deswegen hat unser Planet ja auch einen Kern, der vor allem aus Eisen besteht mit einer Kruste aus Gestein außen rum. Mit diesen Informationen haben wir jetzt alles beisammen, was wir brauchen, um ein paar Details der Erdentstehung zu erforschen. Denn eine offene Frage lautet ja zum Beispiel: Wie schnell geht das mit der Differenzierung eines Planeten? Entsteht der Kern gleich nachdem der Planet selbst sich gebildet hat oder dauert das länger? Diese Frage lässt sich mit Hilfe des verschwundenen Hafniums beantworten. Stellen wir uns nochmal die gerade erst gebildete Erde vor. Und schauen, was passieren würde, wenn ihr Kern sich schnell bildet. Dann war noch nicht genug Zeit für das Hafnium-182 zu Wolfram-182 zu zerfallen. Und weil das Hafnium eben lithophil ist und gern dort bleibt, wo auch das Gestein bleibt, bleibt es auch außen und sinkt nicht mit dem Eisen in den sich bildenden Kern. Dort, in der Kruste der Erde, zerfällt das Hafnium dann in Wolfram. Wie würde die Sache aussehen, wenn sich der Kern erst spät bildet? Dann ist das Hafnium schon längst zu Wolfram zerfallen, wenn die Differentierung beginnt und dieses Wolfram sinkt, weil es eisenliebend ist, mit dem Eisen in den Kern. Im ersten Fall haben wir einen Planeten mit Wolfram in der Kruste und im zweiten Fall einen Planeten mit Wolfram im Kern. In den Kern der Erde können wir nicht schauen, aber wir können Material aus der Erdkruste analysieren und schauen, wie groß die Menge an Wolfram-182 dort ist. In Wahrheit ist es natürlich wie immer viel komplizierter, denn es gibt auch noch andere Wege, wie Wolfram-182 erzeugt werden kann, zum Beispiel durch die Einwirkung der kosmischen Strahlung. Aber man kann das alles entsprechend analysieren und am Ende aus der Menge an Wolfram-182 rausfinden, wie schnell die Erde ein differenzierter Planet geworden ist. Das Ergebnis: Recht flott! 30 Millionen Jahre nach dem Beginn der Planetenentstehung war die Erde schon quasi fertig. Obwohl es gerade bei der Erde ein wenig knifflig ist, weil da ja noch die gigantische Kollision war, bei der der Mond entstanden ist und die hat alles ein wenig durcheinander gebracht. Aber auch hier hat die Hafnium-Wolfram-Uhr geholfen: Wir können ja auch Mondgestein entsprechend analysieren und daraus das Alter des Mondes bestimmen. Daraus folgt, dass er circa 30 bis 50 Millionen Jahre nach der Entstehung des Sonnensystems entstanden ist. Die Erde war also vermutlich gerade "fertig" mit ihrer Entstehung, als ihr ein anderer, circa marsgroßer Planet in die Quere gekommen ist und bei dieser gewaltigen Kollision ist der Mond entstanden. Apropos Mars: Auch Marsmeteorite wurden ja schon gefunden und wenn wir uns die anschauen, dann zeigt sich, dass unser Nachbarplanet ein wenig älter ist. Er muss schon ungefähr 10 Millionen Jahre nach Beginn der Planetenentstehung fertig geworden sein. Oder vielleicht auch: nicht fertig geworden sein, denn dieses geringe Alter deutet darauf hin, dass er gar nicht den vollen Prozess durchlaufen hat, wie es bei der Erde der Fall war. Er wäre dann quasi ein Planeten-Embryo und es kann gut sein, dass der große und schnell wachsende Jupiter mit seinen gravitativen Störungen in seiner Nähe dafür gesorgt hat, dass Mars nicht genug Baumaterial bekommen hat, um ein ebenso großer Planet wie Erde oder Venus zu werden. Wir können auch andere Meteoriten mit der Hafnium-Wolfram-Methode untersuchen, denn die Meteoriten stammen ja von den Asteroiden, die nichts anderes sind, als der ganze Rest der Planetenentstehung; die Bausteine, die damals übrig geblieben sind. Je nach Art der Meteoriten kriegt man da ein Alter von weniger als einer Million bis zu drei Millionen Jahren. Die Hafnium-Wolfram-Uhr ist keine Zeitmaschine, aber doch eine wunderbar kreative Methode, um in die Vergangenheit des Sonnensystems zu schauen. Und wer weiß, was für Methoden wir noch finden und was wir mit denen dann über unsere Entstehung entdecken werden.

3. Sternengeschichten Folge 556: El Nino und die komplexen Oszillationen der Erde
   21.07., 07:0021.07.2023, 07:0000:12:22

   Wasser, Wetter und Wind **Sternengeschichten Folge 556: El Nino und die komplexen Oszillationen der Erde ** In der heutigen Folge der Sternengeschichten reden wir übers Meer. Aber nicht nur über das Meer; wir reden über Strömungen, Wetter, Niederschlag, Wind; über Ozeanografie und über Meteorologie. Und wer sich jetzt fragt, wo in dieser Folge die Sterne sind: Die kommen nicht vor! Wir bleiben auf der Erde, aber es lohnt sich auch mal wieder, einen sehr genauen Blick auf unseren eigenen Planeten zu werfen. Denn wir vergessen gerne, dass das der einzige Planet ist, denn wir wirklich aus der Nähe und im Detail erforschen können. Bei den anderen Planeten des Sonnensystems geht das nicht und schon gar nicht bei den Planeten, die andere Sterne umkreisen. Bei diesen anderen Himmelskörpern neigen wir dazu, sie als Einheit wahrzunehmen. Und sagen dann Sachen wie: Auf der Venus ist extrem heiß. Oder: Der Mars hat so gut wie keine Atmosphäre. Was ja alles richtig ist, aber genau so wenig wie es "die Erde" gibt, gibt es auch nicht "den Mars" und "die Venus". Auf ihre eigene Art sind das ebenso vielfältige und komplexe Welten wie die Erde und für die Planeten anderer Sterne gilt das auch, selbst wenn wir dort bis jetzt noch weniger Informationen haben als über die Planeten des Sonnensystems. Wir sehen die anderen Himmelskörper als einheitliche Objekte, weil wir zu wenig über sie wissen. Und genau deswegen lohnt sich ein Blick auf die Erde, denn sie zeigt uns sehr deutlich, wie enorm komplex so ein Planet in Wahrheit ist. So enorm komplex, dass es nicht möglich ist, "die Erde" in einer kurzen Podcast-Folge zu beschreiben. Und selbst das eine Thema, das ich für dieses Mal ausgesucht habe, lässt sich nicht in allen Details behandeln. Es geht in dieser Folge um El Niño. Das kennt man hierzulande vielleicht aus den Nachrichten, wenn es heißt, dass irgendwo in Südamerika wieder mal ein "El Niño" auftritt und deswegen komische Sachen mit dem Wetter passieren. Aber was genau heißt es eigentlich, wenn es irgendwo "El Niño" gibt? Genaugenommen geht es um ENSO, die El-Niño-Southern Oscillation. Und das wiederum ist der Name für die enorm komplexe Art und Weise, wie Meer und Atmosphäre zusammenhängen können. Fangen wir mal bei der Luft an. In den Tropen, am Äquator, steht die Sonne das ganze Jahr über hoch am Himmel. Deswegen ist es dort auch so warm und deswegen erwärmt sich dort auch die Luft so stark. Und was macht warme Luft? Sie steigt nach oben und strömt dann in Richtung Norden (oder in Richtung Süden, wenn wir uns auf der Südhalbkugel der Erde befinden). Dabei kühlt sie dann wieder ab und sinkt nach unten, ungefähr auf Höhe von Nordafrika, Mexiko und Südchina (bzw. auf Höhe von Australien oder Südafrika auf der Südhalbkugel). Deswegen ist dort dann der Luftdruck höher und die Luft strömt wieder zurück in Richtung Tropen, wo der Luftdruck wegen der aufsteigenden Luft ja tiefer ist. Dieses großräumige Zirkulationsmuster nennt man "Hadley-Zelle". Jetzt dreht sich die Erde aber auch noch um ihre Achse und das führt dazu, dass die Luft nicht einfach schnurgerade vom Äquator Richtung Norden bzw. Süden strömt. Die Erdrehung lenkt die Bewegung der Luft ab und zwar in Richtung Westen. Das führt auf der Nordhalbkugel zu einem Wind, der aus Nordosten weht und einem Südostwind auf der Südhalbkugel. Das sind die berühmten "Passat-Winde", die fast konstant wehen und so wichtig für die Schifffahrt waren und sind, weil man sich immer einigermaßen darauf verlassen konnte, dass im Atlantik bzw. im Pazifik der Wind aus der selben Richtung kommt. Der Passat treibt aber nicht nur Segelschiffe an, sondern schiebt auch das Wasser der Ozeane vor sich her. Wir schauen uns jetzt mal an, wie das im Pazifik auf der Südhalbkugel aussieht. Da weht der Passat ja aus südöstlicher Richtung. Also von der Westküste Südamerikas in Richtung Südostasien und schiebt dabei Wasser vor sich her. Der Passat türmt quasi einen Wasserberg auf und vor der südamerikanischen Küste ist der Meeresspiegel daher circa 60 Zentimeter niedriger als am anderen Ende des Pazifiks bei Indonesien, Malaysien und Co. Wenn vor Südamerika das vergleichsweise warme Wasser von der Oberfläche der Meere durch den Passatwind weggeschoben wird, dann bleibt das nicht ohne Konsequenzen. Kaltes Wasser steigt aus den tieferen Schichten nach oben und wie das genau funktioniert, wäre fast schon wieder eine eigene Podcastfolge wert. Ich spare mir jetzt aber diese Details; wer es wirklich ganz genau wissen will, kann ja mal unter dem Stichwort "Ekman-Transport" nachschlagen. Jedenfalls haben wir jetzt vor Südamerika kaltes Wasser aus den tieferen Schichten des Ozeans, das sich in Richtung Westen bewegt und dabei langsam erwärmt wird. Von der südamerikanischen Küste startet das Wasser mit circa 24 Grad, in Indonesien angekommen sind es dann schon gut 28 Grad. Das warme Wasser verdampft, die warme und feuchte Luft steigt auf, kühlt sich ab und es regnet; so entsteht dort das typische Monsun-Klima, während es an der Westküste von Südamerika eher trocken ist. Das was ich jetzt beschrieben habe, ist in Wahrheit erstens noch viel komplizierter. Und zweitens die sogenannte "Normalphase" der El-Niño-Southern Oscillation. In der Normalphase haben wir in Südostasien wegen der höheren Temperaturen der Luft, die dadurch schneller aufsteigt ein Tiedruckgebiet; bei Südamerika dagegen ein Hochdruckgebiet. Die Luft, die in Südostasien aufsteigt, strömt weiter oben in der Atmosphäre nach Osten und sinkt bei Südamerika wieder ab, aber weil das Wasser ja schon im asiatischen Monsun rausgeregnet ist, ist diese absinkende Luft sehr trocken und sammelt erst wieder Feuchtigkeit, wenn sie über dem Meer zurück nach Westen strömt. Diese großräumige Luftzirkulation nennt man übrigens die "Walker-Zirkulation" und zusammen mit der "Hadley-Zirkulation" die ich vorhin beschrieben habe, bildet sie ein eigentlich sehr stabiles System, bei dem warme Luft und kaltes Wasser von Südamerika nach Südostasien strömt. Und jetzt sind wir beim El Niño angelangt. Der findet statt, wenn sich die Luftdruckverhältnisse umkehren. In Südostasien wird der Luftdruck immer stärker, vor Südamerika immer schwächer und das kann sich sogar komplett umkehren, so dass wir bei Indonesien ein Hochdruckgebiet haben und vor Südamerika ein Tiefdruckgebiet. Das schwächt dann auch die Passatwinde oder kann sie sogar komplett die Richtung ändern lassen. Und dann läuft alles umgekehrt ab: Warmes Wasser von Südostasien strömt Richtung Südamerika und dort gibt es dann auch ungewöhnlich starke Regenfälle. Dort steigt auch kein kaltes Wasser aus den tieferen Ozeanschichten mehr auf. In Südostasien ist dagegen sehr viel trockener als normal. Es gibt übrigens auch noch eine dritte Phase, die "La Niña" genannt wird. Dann verstärkt sich alles, was ich für die Normalphase beschrieben habe; in Indonesien regnet es extrem viel, in Südamerika ist es extrem trocken. Diese drei Phasen, Normalphase, El Niño und La Niña sind die drei Hauptphasen der El-Niño-Southern Oscillation und wechseln sich ab. Man darf sich das aber nicht als regelmäßige Oszillation vorstellen. Manchmal können zwei El-Niño-Phasen aufeinanderfolgen, manchmal gibt es jahrzehntelang nur Normalphase und La Niña-Phasen. El-Niño- und La-Niña-Phasen dauern typischerweise einige Monate bis zu einem Jahr und treten meistens im Winter um Weihnachten herum auf, woher auch der Name "El-Niño" stammt. Der bezieht sich auf "El-Niño de Navidad", also das "Christkind". Zwei Fragen habe ich bis jetzt noch nicht beantwortet: 1) Was ist der Grund dafür, dass sich die Luftdruck- und Windverhältnisse alle paar Jahre umkehren? Und 2): Was für Auswirkungen hat das alles. Die Antwort auf die erste Frage ist einfach: Wissen wir nicht. Der Mechanismus, der der El-Niño-Southern Oscillation zugrunde liegt ist nicht vollständig geklärt. Wir wissen, dass im Pazifik das warme Wasser mal in die eine Richtung strömt und mal in die andere; das sich Luftdruck- und Windverhältnisse entsprechend ändern; das das alles Einfluss darauf hat, wie viel Wasser aus dem Meer verdunstet, wie feucht die Luft ist, wie viel Niederschlag es gibt, und so weiter. Aber wie all diese komplexen Phänomene im Detail zusammenhängen haben wir noch nicht verstanden. Dafür sehen wir aber - leider - sehr gut, welche Auswirkungen das alles hat. Wenn in einer El-Niño-Phase kein kühles Wasser aus den tiefern Meeresschichten vor Südamerika mehr nach oben steigt, dann werden auch weniger Nährstoffe an die Meeresoberfläche transportiert. Dann stirbt das Plankton ab und damit gibt es auch weniger Fische, was nicht nur doof für die Fische selbst ist, sondern auch für die Menschen in Südamerika, die vom Fischfang leben. Wenn die ganze feuchte Luft ihre Feuchtigkeit über den Anden ablädt, anstatt in Südoastien, dann kommt es dort zu ungewöhnlichen und starken Regenfällen, die Hangrutschungen und Überschwemmungen verursachen. Die Auswirkungen von El-Niño betreffen aber nicht nur Südamerika; das Wetter auf fast der ganzen Welt wird dadurch beeinflusst. Im Amazonas auf der anderen Seite von Südamerika herrscht Trockenheit; es gibt Wirbelstürme in Mittelamerika, in Südostasien ist es viel trockener als normal, was Waldbrände wahrscheinlicher macht. Korallen, Vögel, Robben und jede Menge andere Tiere sterben wegen der ungewohnten Temperaturen; in Afrika ändern sich die Wettermuster und wenn man das ganze global betrachtet, dann ist es in einer El-Niño-Phase tendenziell wärmer als als in der Normalphase oder der La-Niña-Phase. Was angesichts der Klimakrise durchaus bedenklich ist: Wir machen die Welt sowieso schon immer wärmer und wenn dann auch noch El-Niño dazu kommt, wird das alles noch verstärkt. Und auch wenn El-Niño irgendwann wieder vorbei ist, können wir in der Zwischenzeit vielleicht den einen oder anderen Kipppunkt im Klimasystem erreicht haben und wie das so ist mit Kipppunkten: Wenn einmal was gekippt ist, kippt es so schnell nicht wieder zurück. Es ist also klar, dass so etwas wie El Niño-Southern Oscillation ein wichtiges Phänomen ist, wenn man wissen will, wie ein Planet wie die Erde funktioniert. Und wie ich anfangs schon gesagt habe: In Wahrheit ist die ganze Sache noch sehr viel komplizierter als in meiner kurzen Darstellung. Und die El Niño-Southern Oscillation ist nur eine von einem ganzen Schwung solcher Oszillationen. Da ist zum Beispiel auch die Nordatlantische Oszillation, die unter anderem Einfluss auf den Golfstrom hat, der die Temperaturen in Europa maßgeblich beeinflusst. Es gibt die Madde-Julian-Oszillation, die Atlantische Multidekaden-Oszillation, und so weiter. Und dann gibt es auch noch die großräumigen Luftströmungen, die da auch noch mit drinhängen und wir haben immer noch nicht das Gebiet der Luft- und Ozeanströmungen verlassen. Es gibt noch so viel mehr, was einen Planeten wie die Erde ausmacht. Geologie, Vulkanismus, Tektonik, die unterschiedlichen Tiere und Pflanzen, Flüsse und Seen, Berge, und so weiter und alles hängt voneinander ab und miteinander zusammen. Ein Planet ist eine unvorstellbar komplexe Welt und das sollte man nie vergessen, wenn man hinauf in den Himmel schaut und die Lichtpunkte betrachtet, die wir zum Beispiel "Mars" oder "Venus" nennen. Planeten sind mehr als nur Lichtpunkte, es sind vollständige Welten, die da draußen im All ihre Runde ziehen und jede für sich auf seine eigene Art so komplex wie die Erde.

4. Sternengeschichten Folge 555: Die Geschichte des Einsteinrings
   14.07., 07:0014.07.2023, 07:0000:12:30

   Manchmal haben die Spinner doch recht Sternengeschichten Folge 555: Die Geschichte des Einsteinrings Wer an der Universität im Bereich Astronomie, Kosmologie oder theoretische Physik forscht, wird diese Situation kennen: Man bekommt eine Nachricht von einer Person, die selbst nicht in diesen Forschungsbereichen tätig ist, sondern zum Beispiel Ingenieurswissenschaften, Elektrotechnik, etwas ganz anderes oder auch gar nichts studiert hat. Trotzdem ist diese Person der Meinung, sie hätte etwas Bedeutsames entdeckt und bittet nun darum, die eigene Arbeit zu beurteilen und idealerweise auch bei der Veröffentlichung dieser Arbeit zu helfen. Mir jedenfalls ist das sehr oft passiert und auch meinen Kolleginnen und Kollegen. Meistens geht es darum, dass jemand meint, er oder sie hätte die Relativitätstheorie widerlegt, oder eine neue Idee, wie das Universum entstanden ist, woraus die Materie besteht, die Weltformel, die alles erklären kann gefunden, und so weiter. Und in allen Fällen, zumindest denen die ich bisher erlebt habe, handelt es sich um eine Idee, bei der man schnell zeigen kann, dass sie falsch ist. Im Frühjahr 1936 beginnt eine Geschichte, die anfangs genau so aussieht wie das, was ich gerade erzählt habe. Aber ganz anders endet. In diesem Jahr kam Rudi Mandl in das Gebäude der Nationalen Akademie der Wissenschaften in Washington um dort den "Science Service" zu besuchen, eine Institution die sich mit der Popularisierung von Wissenschaft beschäftigt. Mandl wollte Hilfe bei der Publikation einer Idee, die er hatte und die mit Albert Einsteins Relativitätstheorie zu tun hat. Rudi Mandl war allerdings selbst kein Wissenschaftler. Er kam aus Tschechien, hatte in Wien Elektrotechnik studiert, danach aber nicht in der Forschung gearbeitet und wanderte in die USA aus. Das, was er meinte entdeckt zu haben, sah auf den ersten Blick nicht völlig unseriös aus. Deswegen (oder weil sie ihn schnell los werden wollten?) schlugen die Leute vom Science Service vor, dass er seine Idee doch mit dem unbestreitbaren Experten für die Relativitätstheorie besprechen sollte: Albert Einstein selbst. Und sie gaben ihm ein Empfehlungsschreiben und sogar ein bisschen Geld für den Trip nach Princeton, wo Einstein lebte und arbeitete. Bevor wir uns anschauen, wie Einstein darauf reagiert hat, sollten wir uns aber Mandls Idee noch ein wenig genauer ansehen. Die Grundlage der Allgemeinen Relativitätstheorie habe ich ja schon öfter besprochen. Einstein hat festgestellt, dass der Raum nicht einfach nur eine unveränderbare Bühne ist; ein Hintergrund, auf dem sich die Dinge im Universum abspielen. Sondern dass der Raum, beziehungsweise genauer: die Raumzeit, selbst ein Ding ist, mit Eigenschaften die sich verändern können. Insbesondere hat Einstein festgestellt, dass der Raum gekrümmt sein kann und das Objekte bei ihrer Bewegung durch den Raum dieser Krümmung folgen müssen. Gekrümmt werden kann der Raum durch die Anwesenheit von Masse und damit hatte Einstein eine neue Erklärung für das Phänomen der Gravitation gefunden: Masse krümmt den Raum und Objekte die sich in der Nähe einer Masse bewegen, werden durch diese Krümmung bei ihrer Bewegung abgelenkt. Genau so, als würde eine Kraft auf sie wirken; eine Kraft, die man als Gravitationskraft bezeichnet. Das war 1936 alles schon längst durch Beobachtungen bestätigt und Einstein der weltberühmte Wissenschaftler, als den wir ihn heute in Erinnerung haben. Mandl hatte aber eine andere Idee: Wenn Licht der Krümmung des Raums folgt, dann kann der Raum ja quasi wie eine optische Linse aus Glas wirken. Und genau so, wie eine solche Linse das Licht zum Beispiel verstärken kann, oder ein Bild verzerren kann, sollte das auch ein passend gekrümmter Raum können. Was wäre zum Beispiel, wenn man das Licht eines Sterns betrachtet, der von uns aus gesehen genau hinter einem anderen Stern steht? Der vordere Stern krümmt den Raum und damit wird auch das Licht des hinteren Sterns um ihn herum gebogen. Wir sollten also den vorderen Stern sehen, und um ihn herum einen Kreis aus Licht, der das verzerrte Bild des hinteren Sterns ist. Das war Mandls Idee, die er Einstein vorstellen wollte, was er am 17. April 1936 auch getan hat. Einstein hörte sich die Sache freundlich an; sie machten gemeinsam ein paar Berechnungen und dann fuhr Mandl wieder nach Hause. Er schrieb aber weiter an Einstein und drängte ihn, die Sache auch in einer wissenschaftlichen Zeitschrift zu veröffentlich. Wovon Einstein allerdings nicht so begeistert war. Einerseits, weil Mandl nicht einfach nur die Idee zu der ringförmigen Verzerrung des Sternenlichts hatte. Seine Gedanken gingen weit darüber hinaus; er stellte sich zum Beispiel vor, dass solche Raumkrümmungslinsen auch die überall im Weltall befindliche kosmische Strahlung auf die Erde fokusieren könnten, und dass sie das auch in der Vergangenheit immer wieder getan haben. Dabei wären durch die vermehrt auftreffende Strahlung Mutationen in den Lebewesen ausgelöst und die Evolution angetrieben worden. Mandl sah seine Idee als Ausgangspunkt einer umfassenden Neubewertung der Entstehung des Lebens; er war der Meinung, dass seine Lichtringe schon bei diversen astronomischen Beobachtungen gesehen worden wären, nur hätte man das nicht erkannt, und so weiter. Es ist verständlich, dass Einstein da eher skeptisch war. Außerdem, und das war der viel wichtigere Punkt, hatte Einstein bei seinen Rechnungen mit Mandl gezeigt, dass der Effekt quasi unbeobachtbar wäre. Das zu einem Ring verzerrte Licht eines Hintergrundsterns wäre nicht beobachtbare. Der Ring wäre so winzig, dass er mit den Teleskopen der damaligen Zeit nicht gesehen werde könnte und auch nicht mit Teleskopen, die aus damaliger Sicht in absehbarer Zukunft gebaut werden könnten. Mandl hörte aber nicht auf, Einstein um Publikation zu bitten (und gleichzeitig auch jeder Menge anderer Wissenschaftler in der Angelegenheit zu schreiben). Er wandte sich auch wieder an den Science Service der Akademie der Wissenschaft und am Ende gab Einstein nach. Am 4. Dezember 1936 schrieb er eine kurze Notiz in der Fachzeitschrift "Science", mit dem Titel "Lens-like Action of a Star by the Deviation of Light in the Gravitational Field", also "Linsenartige Wirkung eines Sterns durch die Ablenkung von Licht im Gravitationsfeld". Der Text beginnt mit "Vor einiger Zeit besuchte mich R. Mandl und bat mich, die Ergebnisse einer kleinen Berechnung zu publizieren, die ich auf sein Ansuchen hin angestellt habe. Diese Notiz erfüllt seine Bitte". Am Ende der Notiz stellt Einstein allerdings auch noch einmal explizit fest, dass er keine große Chance sieht, diesen Effekt zu beobachten. Für Einstein war die Sache damit erledigt, für den Rest der Wissenschaft aber nicht. Aber bevor wir dazu kommen, schauen wir noch einmal in die Vergangenheit. Mandl war nicht der erste, der die Idee zur Verzerrung von Sternenlicht durch Gravitationslinsen hatte. Die hatte Einstein selbst auch schon gehabt, schon 1912, auch wenn er sie damals nicht publiziert hat. Einstein hat damals recht ähnliche Rechnungen angestellt wie Mandl. Vermutlich war das auch der Grund, warum er sich am Ende doch von der Publikation überzeugen ließ, auch wenn der Effekt seiner Meinung nach unbeobachtbar und damit wertlos für die Wissenschaft war. Es ist sogar ziemlich wahrscheinlich, dass Einstein auch der Lichtring-Effekt bekannt war. Denn im Jahr 1924 veröffentlichte der russische Physiker Orest Danilowitsch Chwolson in der Fachzeitschrift "Astronomische Nachrichten" eine kurze Notiz mit dem Titel "Über eine mögliche Form fiktiver Doppelsterne" in der er auch berechnete, wie das Licht eines Hintergrundsterns durch einen Vordergrundstern abgelenkt werden kann und sogar anmerkt, dass der Vordergrundstern von einem Ring umgeben sein müsste, wenn der Hintergrundstern von der Erde aus gesehen exakt dahinter liegt. Und in der selben Ausgabe der Fachzeitschrift, sogar auf der selben Seite, findet sich auch ein kurzer Artikel von Albert Einstein. Die Idee der Gravitationslinse war jetzt also publiziert und diverse Wissenschaftler reagierten darauf. Unter anderem Fritz Zwicky, den manche vielleicht noch von der "Dunklen Materie" kennen; er war ja derjenige, der diesen Begriff erfunden und auch die ersten Beobachtungsdaten geliefert hat, die auf ihre Existenz hinweisen. Aber das ist eine andere Geschichte; in diesem Fall wies Zwicky darauf hin, dass man diesen Effekt ja nicht nur bei Sternen suchen kann, sondern auch bei Galaxien. Es kann ja auch eine Galaxie im Vordergrund das Licht einer genau dahinter stehenden Galaxie ablenken und dann kriegt man eine Galaxie, die von einem Ring aus Licht umgeben ist. Und dieser Ring wäre deutlich größer als im Fall der Sterne. Es hat allerdings bis 1979 gedauert, bis man tatsächlich das erste Mal beobachten konnte, wie Licht von Galaxien auf diese Weise abgelenkt wird. Da hat man aber "nur" gesehen, wie das Bild von Galaxien verformt wird, der Ring, der Mandl beschäftigt hat, war da nicht zu sehen. Dafür braucht es eben wirklich eine perfekte Ausrichtung und ganz genaue Beobachtungen. Man sah immer wieder unfertige Ringe, also Galaxien, deren Licht zu mehr oder weniger langen Bögen verformt war. Der erste komplette Ring konnte dann aber im Jahr 1987 beobachtet werden. Das Licht der fernen Galaxie mit der Bezeichnung B1938+666 formte einen kompletten Ring um eine nicht ganz so weit entfernte elliptische Galaxie. In den Jahren danach fand man Dutzende weitere solcher "Einsteinringe", wie das Phänomen mittlerweile genannt wurde (obwohl man es genau so gut Chwolson-Ring oder Mandl-Ring nennen könnte). Man hat sogar im Jahr 2008 einen doppelten Ring gefunden: Drei Galaxien standen von uns aus gesehen genau in einer Reihe und die vorderste hat die Bilder der beiden dahinter zu zwei unterschiedlich großen Ringen verformt. Die Entdeckung der Einsteinringe war nicht nur eine weitere Bestätigung der Allgemeinen Relativitätstheorie. Ihre Beobachtung ist mittlerweile auch ein wichtiges Instrument bei der Erforschung des Universums geworden. Die Art und Weise, wie genau das Bild der fernen Galaxien verzerrt wird, sagt uns, wie viel Masse sich zwischen uns und ihnen befindet. Und dabei geht es nicht nur um die sichtbare Masse, sondern die gesamte Masse, also auch die der dunklen Materie, die wir ja anders nicht beobachten oder bestimmen können. Ohne Gravitationslinsen uns Einsteinringe wüssten wir sehr viel weniger über die dunkle Materie als wir es tun und wenn wir in Zukunft noch mehr wissen werden, dann weil wir diesen Effekt noch viel stärker genutzt und noch mehr Einsteinringe im Universum beobachtet haben. Und vielleicht werden Mandl und Chwolson ja doch noch bestätigt und Einsteins Behauptungen, dass man den Lichtring um einen Stern nie beobachten wird können, ist falsch. Denn 2016 fanden ein paar Forscherinnen und Forscher heraus, dass sich Alpha Centauri A, also einer der drei Sterne, die das der Sonne nächstgelegene Sternensystem bilden, im Mai 2028 von uns aus gesehen sehr nah vor einem viel weiter entfernten Stern vorbeibewegen wird. Man kann die Bewegung der Sterne nicht so extrem exakt berechnen, aber die Chancen stehen fast 50:50, dass das Licht des Hintergrundsterns dann einen Einsteinring um Alpha Centauri A bilden wird. Und wenn das so ist, dann wird man das auch mit den Teleskopen auf der Erde beobachten können.

5. Sternengeschichten Folge 554: Sternbeben
   07.07., 07:0007.07.2023, 07:0000:11:24

   Kleine Sterne, gewaltige Beben Sternengeschichten Folge 554: Sternbeben Wir alle wissen, was ein Erdbeben ist. So schrecklich die Folgen solcher Naturkatastrophen für uns Menschen sein können, sind Erdbeben trotzdem etwas, was auf einem geologisch aktiven Planeten wie der Erde völlig normal ist. Und wir können froh sein, dass die Erde geologisch aktiv ist, denn ohne Plattentektonik und Vulkanismus wäre der Planet nicht lebensfreundlich. Diese Phänomene sind Teil jeder Menge geologisch-chemisch-biologischer Zyklen, ohne die wir keine lebensfreundliche Atmosphäre hätten. In dieser Folge soll es aber nicht um Erdbeben gehen, sondern um Sternbeben. Und die erste Frage die sich hier stellt lautet: Was soll denn da bitte beben bei einem Stern? Ein Stern ist eine riesige Kugel aus heißem Gas; da ist nichts, was beben kann. Das ist richtig. Aber nicht ganz richtig. Die Bewegung des Materials im Inneren der Erde sorgt dafür, dass ihre Oberfläche manchmal bebt. Und genau so kann die Bewegung des heißen Gases im Inneren eines Sterns dafür sorgen, dass der ganze Stern zu Schwingen beginnt. Ein bisschen so, wie eine Glocke, die man angeschlagen hat. Aber auch das ist nicht das, worum es in dieser Folge gehen soll. Was nicht heißt, dass die Erforschung der Sternschwingungen nicht wichtig ist! Das ist sie sehr wohl und ich habe in Folge 164 ausführlich über die "Asteroseismologie" gesprochen, also die Disziplin, die sich genau damit beschäftigt. Das, wovon ich in dieser Folge sprechen möchte, sind Ereignisse, die nicht bei normalen Sternen vorkommen und der Begriff "Sternbeben" ist daher auch ein wenig missverständlich. Er wird aber trotzdem so verwendet, wie das halt oft ist in der Wissenschaft. Für die Sternbeben, um die es heute gehen soll, müssen wir uns Neutronensterne ansehen. Also das, was von einem großen Stern übrig bleibt, nachdem der mangels Brennstoff die Kernfusion eingestellt hat. So ein Stern schleudert seine äußeren Schichten bei einer großen Explosion hinaus ins All, während gleichzeitig sein inneren Kern extrem kollabiert. Die Materie dort wird so sehr verdichtet, dass am Ende ein Objekt übrig bleibt, das circa so schwer ist wie die Sonne, aber nur noch ein paar Dutzend Kilometer groß. Ein Neutronenstern ist keine Kugel aus Gas mehr. Er besteht überhaupt nicht mehr aus irgendwelchen identifizierbaren chemischen Elementen; die Struktur normaler Atomkerne kann bei der extremen Dichte des Materials eines Neutronensterns nicht mehr aufrecht erhalten werden. Bis auf die äußerste Schicht; die besteht bei einem Neutronenstern aus einer Kruste aus den Kernen von Eisenatomen. Diese Kruste ist aber maximal ein paar Dutzend Meter dick, darunter nimmt der Anteil an Neutronen immer weiter zu. Diese Teilchen sind es ja auch, die dem Objekt seinen Namen gegeben haben. Normalerweise können Neutronen nicht frei existieren; sie müssen zusammen mit den elektrisch positiv geladenen Protonen in einem Atomkern verbunden sein. Ein ungebundenes Neutron ist instabil und wandelt sich schnell in ein Proton und ein Elektron um. Und ein Antineutrino ist bei diesem Prozess auch noch dabei, aber das ist jetzt gerade nicht wichtig. In einem Neutronenstern herrscht aber ein so immenser Druck, dass - vereinfacht gesagt - die Elektronen sofort wieder in die Protonen zurück gequetscht werden. Ein Neutron kann also gar nicht zerfallen. In den inneren Schichten besteht ein Neutronenstern also tatsächlich fast komplett aus Neutronen und was ab einer Tiefe von circa 10 Kilometern, also schon im Kern des Neutronensterns passiert, wissen wir noch nicht exakt. Man vermutet, dass dort vielleicht nicht einmal mehr Neutronen existieren können, sondern dass der Druck so hoch ist, dass dort freie Quarks existieren. Quarks sind die Elementarteilchen, aus denen Protonen und Neutronen bestehen und auch sie können normalerweise nicht alleine vorkommen. Sie müssen immer mit anderen Quarks verbunden sein und eben Neutronen oder Protonen bilden. Aber unter den extremen Bedingungen im Kern eines Neutronensterns könnte es anders sein. Wie es wirklich ist, wissen wir aber noch nicht. Wir können die Bedingungen im Inneren eines Neutronensterns nicht im Labor oder mit Teilchenbeschleunigern nachstellen und wir können auch nicht in einen Neutronenstern hinein schauen. Zumindest nicht direkt und jetzt sind wir bei den Sternbeben angelangt. Genau so wie die Erdbeben ein wichtiges Instrument sind, um die Vorgänge im Inneren der Erde zu verstehen, können die Sternbeben uns helfen, das Innere der Neutronensterne zu erforschen. Dazu müssen wir uns noch einmal klar machen, wie enorm hoch die Dichte dieser Himmelskörper ist. Seine mittlere Dichte beträgt typischerweise 1 Billiarde Gramm pro Kubikzentimeter. Oder anders gesagt: Ein Zuckerwürfelgroßes Stück würde ungefähr eine Billion Kilogramm wiegen, was ungefährt so viel ist wie eine Milliarde Autos. Man kann sich also vorstellen, dass auf der Oberfläche eines Neutronensterns eine enorme Anziehungskraft herrscht. Beziehungsweise kann man es sich vermutlich nicht vorstellen, wie denn auch! Auf der Erde gibt es hohe Berge und tatsächlich sind die Berge bei uns ungefähr so hoch, wie sie theoretisch sein können. Wären sie noch höher, dann würden sie unter ihrem eigenen Gewicht in sich zusammenfallen. Wenn die Erde eine höhere Dichte hätte und damit eine höhere Anziehungskraft, dann wären auch die Berge niedriger. Auf einem Neutronenstern kann es auch Berge geben - die können dann aber maximal ein paar Millimeter hoch sein. Alles andere ist bei der dort herrschenden Anziehungskraft nicht möglich. Was Neutronensterne außerdem tun: Extrem schnell rotieren. Auch das ist ein klassischer Effekt: Wenn eine rotierende Masse komprimiert wird, muss sie sich schneller drehen als vorher. Das liegt an der Drehimpulserhaltung und man kann das leicht im Alltag ausprobieren. Setzt euch auf einen Drehstuhl, dreht euch und streckt dabei die Arme aus. Wenn ihr euch jetzt komprimiert, also die Arme dicht an den Körper führt, dann werdet ihr euch schneller drehen. Bei einem Neutronenstern wurde die ganze Masse eines Sterns auf ein paar Dutzend Kilometer verdichtet und dementsprechend stark hat sich die Rotationsgeschwindigkeit erhöht. So ein Ding kann sich bis zu ein paar 1000 Mal pro Sekunde um seine Achse drehen. Das führt dazu, dass die Form eines Neutronensterns nicht exakt kreisförmig ist. So wie auch die Erde ein wenig abgeplattet ist, weil sie rotiert, ist das auch ein Neutronenstern. Im Laufe der Zeit nimmt die Rotationsgeschwindigkeit eines Neutronensterns aber ab. Das hat unterschiedliche Gründe. Ein Neutronenstern kann auch ein extrem starkes Magnetfeld haben; so wie sich die Rotationsgeschwindigkeit erhöht, wenn der Stern verdichtet wird, verstärkt sich auch das Magnetfeld. Es kann sein, dass die magnetischen Pole dieses Magnetfeldes nicht mit der Ausrichtung der Rotationsachse übereinstimmen. Bei der Erde fallen magnetischer Nord- und Südpol ja auch nicht exakt mit den geografischen Polen zusammen. Wenn das bei einem Neutronenstern der Fall ist, dann erzeugt er sehr starke Strahlung, die er dann entlang seines Magnetfeldes ins All schleudert - wie das genau passiert habe ich ja schon in Folge 142 erklärt. So oder so: Die Energie für diese Strahlung wird aus der Rotationsenergie abgezweigt. Und je langsamer ein Neutronenstern rotiert, desto kreisförmiger will er werden. In seiner Kruste baut sich immer mehr Spannung auf, die sich irgendwann dann explosiv bei einem Sternbeben entlädt, genau so wie es ja auch bei einem Erdbeben ist. Spannungen kann es auch geben, wenn die Kruste unterschiedlich schnell rotiert als die darunter liegenden Schichten. Dann entstehen sehr starke Magnetfelder und durch die unterschiedlichen Rotationsgeschwindigkeiten verzwirbeln die sich immer stärker, bis auch diese Spannungen sich bei einem gewaltigen Sternbeben lösen. Es gibt noch mehr Effekte, die eine Rolle spielen, unter anderem das sogenannte Frame-Dragging, aber dafür müssten wir jetzt auch noch mit der Relativitätstheorie anfangen, und das würde zu weit führen. Jedenfalls: In der Kruste eines Neutronensterns kann es zu Beben kommen. Ein sehr gewaltiges Sternbeben hat man am 27. Dezember 2004 registriert. So stark wie damals war bis dahin kein Sternbeben gewesen; es war die hellste Explosion die man bis dahin außerhalb des Sonnensystems beobachtet hatte. Stattgefunden hat sie bei SGR 1806-20, ein Neutronenstern der sich 42.000 Lichtjahre entfernt befindet, dort am Himmel wo das Sternbild Schütze ist. Innerhalb von winzigen Sekundenbruchteilen ist die Kruste des Objekts explosiv aufgebrochen und eine gewaltige Menge an Strahlung ist dadurch frei geworden. In einer Zehntelsekunde wurde mehr Energie frei, als die gesamte Sonne in 150.000 Jahren abstrahlt. Hätte sich der Neutronenstern innerhalb eines Radius von 10 Lichtjahren von der Erde befunden, hätte diese extreme Strahlungsmenge die Ozonschicht zerstört und unter Umständen ein Massensterben ausgelöst. Das war aber ja nicht der Fall; stattdessen konnte man das Ereignis nutzen, um mehr über den Neutronenstern herauszufinden. Eine genaue Analyse der abgegeben Strahlung zeigt, dass der Stern sehr schnell pulsiert haben muss; er hat geschwungen wie eine angeschlagene Glocke und anhand dieser Schwingungen konnte man zum Beispiel abschätzen, dass die äußere Kruste in diesem Fall knapp 1,5 Kilometer dick sein muss. Nicht jedes Sternbeben ist allerdings so stark wie dieses und die schwächeren Beben die wir registriert haben, haben nicht genug Informationen geliefert, um auch dort mehr über den Aufbau der Neutronensterne zu erfahren. Aber das Mega-Beben aus dem Jahr 2004 wird nicht das letzte gewesen sein. Und je mehr wir davon beobachten, desto eher finden wir heraus, was im Inneren der Neutronensterne passiert. Mit besseren Teleskopen, besseren theoretischen Modellen und ein wenig Glück finden wir vielleicht auch bei einem zukünftigen Beben einen Nachweis für freie Quarks im Kern der Neutronensterne. Das wäre dann eine wirklich tolle Entdeckung, denn mit dem, was wir auf der Erde bauen können, würden wir die für so einen Nachweis nötigen Energien niemals hinkriegen. Dafür müssen wir die viel gewaltigeren natürlichen Labore der Neutronensterne und ihrer Beben nutzen.

6. Sternengeschichten Folge 553: Warum ist der Himmel blau?
   30.06., 07:0030.06.2023, 07:0000:08:59

   Und: Warum ist der Himmel manchmal nicht blau? Sternengeschichten Folge 553: Warum ist der Himmel blau? In dieser Folge der Sternengeschichten geht es um die Lichtstreuung. Wenn man noch nie davon gehört hat, dann klingt das Wort ziemlich harmlos. In der Physik meint man mit "Streuung" ganz allgemein einen Vorgang, bei dem ein Objekt durch die Wechselwirkung mit einem anderen Objekt abgelenkt wird. Wenn beim Fußball jemand eine Flanke annimmt und den Ball ins Tor kickt, dann ist das in gewissen Sinne auch nichts anderes als eine Streuung, in dem Fall eben die Streuung des Balls am Fuß. Aber um Fußball soll es heute nicht gehen und wir bleiben auch beim speziellen Fall, in dem Licht gestreut wird. Und keine Sorge, das reicht vollkommen um eine Folge der Sternengeschichten zu füllen. Licht kann an so gut wie allem gestreut werden und je nachdem, was ihm genau in die Quere kommt, können ganz unterschiedliche Phänomene entstehen. Fangen wir mit dem an, was wir in unserem Alltag quasi täglich sehen können, nämlich den Auswirkungen der sogenannten Rayleigh-Streuung. Formal handelt es sich dabei um die elastische Streuung elektromagnetischer Wellen an Teilchen, deren Durchmesser im Vergleich zur Wellenlänge der Strahlung klein ist. In der Praxis ist die Rayleigh-Streuung der Grund, warum der Himmel blau ist. Klären wir aber vorher nochmal das mit der "elastischen Streuung". Wenn ein Streuungsvorgang elastisch ist, dann ist die Bewegungsenergie vor dem Stoß genau so groß wie danach. Im Gegensatz zum "inelastischen Stoß" beziehungsweise der inelastischen Streuung, wo beim Streuungs- oder Stoßvorgang ein Teil der Bewegungsenergie in andere Energieformen umgewandelt werden kann, zum Beispiel in Wärme- oder Deformationsenergie. Wenn zum Beispiel ein Auto frontal gegen eine Mauer fährt, handelt es sich definitiv um einen inelastischen Stoß. Vor der Kollision hat das Auto eine gewisse Bewegungsenergie, die Mauer nicht. Danach stehen sowohl Auto als auch Mauer; die Summe der Bewegungsenergien hat sich also auf jeden Fall verändert. Man sieht aber auch sehr gut, wohin die Bewegungsenergie des Autos verschwunden ist: Sie hat dazu geführt, dass das Auto massiv verformt wurde und jetzt nur noch ein Schrotthaufen ist. In der Alltagswelt ist jeder Stoß ein inelastischer Stoß, aber wenn es um Atome und Elementarteilchen geht, dann gibt es dort durchaus auch elastische Stoßvorgänge, da eine bestimmte Mindestenergie benötigt wird, wenn man ein Atom anregen, also quasi aufwärmen will. Das liegt an der Quantenmechanik, die Energie nur in bestimmten Mengen zulässt, aber so weit ins Detail müssen wir jetzt gar nicht gehen. Bei der Rayleigh-Streuung haben wir es auf jeden Fall mit kleinen Teilchen zu tun; zum Beispiel mit den Atomen und Molekülen in der Luft. Die sind definitiv kleiner als die Wellenlänge von für unsere Augen sichtbarer elektromagnetischer Strahlung, also dem, was wir normalerweise als "Licht" bezeichnen. Es geht also um die Frage, was passiert, wenn Licht sich durch die Erdatmosphäre bewegt. Licht ist Energie und zwar um so mehr, je kleiner die Wellenlänge ist. Rotes Licht enthält also weniger Energie als das blaue Licht mit seiner kürzeren Wellenlänge. Mit dieser Energie kann das Licht nun die Elektronen anregen, die sich in den Hüllen der Atome der Luftmoleküle befinden. Wenn das passiert, dann verändert sich die Verteilung der Elektronen und damit auch ihre Position. Die Details würden jetzt zu weit führen, aber die schwingende Lichtwelle bringt, vereinfacht gesagt, auch die Elektronen der Moleküle zum Schwingen und damit dazu, selbst Strahlung auszusenden. Und es ist diese Strahlung, die wir dann als das gestreute Licht wahrnehmen. Wie das genau und in welchen Ausmaß das passiert, hängt vom sogenannten "Wirkungsquerschnitt" ab; vereinfacht gesagt ist das ein Maß für die Wahrscheinlichkeit der Wechselwirkung zwischen dem Licht und einem Teilchen. Bei der Rayleigh-Streuung hängt der Wirkungsquerschnitt von der Wellenlänge ab. Je kürzer die Wellenlänge, desto stärker die Streuung. Oder anders gesagt: Blaues Licht wird circa 16 mal stärker gestreut als rotes Licht. Das ist der Grund für den blauen Himmel: Hätte wir keine Atmosphäre, wäre der Himmel immer schwarz, so wie in der Nacht. Dann würde das weiße Sonnenlicht einfach ungehindert auf die Erde fallen und wir würden zwar die helle Sonne am Himmel sehen, aber dort wo die Sonne nicht ist, wäre es einfach nur schwarz. Aber weil wir eine Atmosphäre haben, wird das Sonnenlicht gestreut, sobald sie darauf trifft. Untertags steht sie, zumindest in den meisten Gegenden der Welt, hoch am Himmel. Der Weg des Lichts durch die Atmosphäre ist also vergleichsweise kurz und es bleibt nicht so viel Zeit für das Licht, an den Molekülen der Luft gestreut zu werden. Deswegen wird vor allem der Anteil des Sonnenlichts gestreut, bei dem der Wirkungsquerschnitt groß ist: Das blaue Licht. Es breitet sich also durch die Streuung in alle Richtungen aus und wir sehen den gesamten Himmel bläulich eingefärbt. Anders ist es, wenn die Sonne sehr tief steht, also in der Morgen- oder Abenddämmerung. Jetzt muss das Licht einen langen Weg durch die Atmosphäre zurücklegen. Jetzt wird sehr viel Licht gestreut und wieder sehr viel blaues Licht. So viel, dass der blaue Anteil des Sonnenlichts zu einem großen Teil seitlich wegstreut ist, bevor der Rest in unseren Augen ankommt. Dieser Rest besteht dann vor allem aus den rötlichen/gelblichen Anteilen und sorgt für die schönen Sonnenauf- und untergänge. Jetzt wird der eine oder die andere einwerfen wollen, dass der Himmel doch bitte nicht immer blau ist. Manchmal schaut man aus dem Fenster und sieht nur eine trübe, grau-weißliche Suppe und keinen klaren, blauen Himmel. Das stimmt, und dafür ist ein anderer Streuungs-Vorgang verantwortlich, nämlich die sogenannte "Mie-Streuung". Die findet statt, wenn die Teilchen an denen das Licht gestreut wird, keine kleinen Moleküle oder Atome sind, sondern größer - ungefähr so groß wie die Wellenlänge des Lichts selbst. Das können zum Beispiel kleine, feine Wasserströpfchen sein. Oder Staub- und Rußpartikel. In diesem Fall hängt das Ausmaß der Streuung kaum von der Wellenlänge des Lichts ab. Alle Farben werden annähernd gleich stark gestreut und das weißliche Sonnenlicht verteilt sich ebenso weißlich über den ganzen Himmel. Das ist auch der Grund, warum Wolken weiß erscheinen, denn die sind ja nichts anderes, als große Ansammlungen feiner Wassertropfen, die über den Himmel schweben. Und wenn die Luft sehr feucht ist, ist der ganze Himmel trüb. Die Mie-Streuung kann man auch nachts beobachten, wenn sich um den hell leuchtenden Mond herum ein nebelartiger Lichthof bildet. Auch das liegt am Wasser in der Luft und ein Mond mit Hof ist daher ein Anzeichen für nahendes Schlechtwetter. Etwas erfreulicher ist die Mie-Streuung zu sehen, wenn man es mit dem Tyndall-Effekt zu tun hat. Man kennt das: Man spaziert zum Beispiel durch den Wald und das Sonnenlicht bildete wunderschöne Strahlen, die durch das Blätterdach fallen. Auch hier ist der Grund die Streuung des Lichts an Staub- oder Wasserpartikeln. Ein Teil des Sonnenlichts wird dadurch seitlich aus dem Strahl heraus gestreut, weswegen wir ihn auch von der Seite aus sehen können. Es gibt noch jede Menge andere Arten der Lichtstreuung. Zum Beispiel all die Fälle, wo Licht nicht an Atomen, Molekülen oder Partikeln gestreut wird, sondern an Elementarteilchen wie Elektronen. Und es muss ja auch nicht immer nur für unsere Augen sichtbares Licht sein; gestreut werden kann jede Art der elektromagnetischen Strahlung, auch Röntgenstrahlung, Radiostrahlung, und so weiter. Es ist sogar möglich, dass Licht an Licht gestreut wird. Das klingt seltsam, denn was soll da der Grund sein? Der Grund ist in dem Fall die Quantenmechanik und die Tatsache, dass es Quantenfluktuationen gibt, die kurzfristig Teilchen hervorbringen, die dann aber gleich wieder verschwinden. Die spielen in der Alltagswelt keine Rolle, sorgen aber dafür, dass Licht sogar an Licht gestreut werden. Diese Art der Streuung spielt sogar eine Rolle in der Astronomie - aber das ist eine so lange Geschichte, dass ich sie mir lieber für eine andere Folge aufhebe. Lichtstreuung ist eben tatsächlich ein sehr vielfältiges Problem und es kann sehr viel passieren, wenn man dem Licht in die Quere kommt.

7. Sternengeschichten Folge 552: Der Stickstoff der Erdatmosphäre
   23.06., 07:0023.06.2023, 07:0000:10:46

   Kein Sauerstoff aber trotzdem wichtig Sternengeschichten Folge 552: Der Stickstoff der Erdatmosphäre Die Atmosphäre der Erde besteht fast komplett aus Stickstoff und Sauerstoff. Stickstoff macht dabei die überwiegende Mehrheit aus; 78 Prozent der Luft bestehen aus diesem Element. 21 Prozent sind Sauerstoff und dann ist da noch ein bisschen Argon, Kohlendioxid und andere Gase in sehr geringen Mengen. Den Sauerstoff brauchen wir dringend zum Überleben, aber auch der Stickstoff ist wichtig. Und die Frage seiner Herkunft ist durchaus spannend. Wie ist die Erde eigentlich dazu gekommen, von einer Atmosphäre mit so viel Stickstoff umgeben zu sein? Während die Erde entstanden ist, vor circa 4,6 Milliarden Jahren, hatte sie noch keine Atmosphäre im eigentlich Sinn. Sie ist, so wie die anderen Planeten, aus einer großen kosmischen Wolke voll Gas und Staub entstanden. Beziehungsweise: Die Sonne ist aus so einer Wolke entstanden und die Planeten aus dem Zeug, dass dann noch übrig war. So oder so: Diese kosmischen Wolken bestehen fast völlig aus den beiden häufigsten Elementen im Universum, aus Wasserstoff und Helium. Und das waren auch die beiden Gase, die die noch in Entstehung begriffene Erde in ihrer Uratmosphäre gehabt habt. Diese Wasserstoff-Helium-Atmosphäre hat sie aber nicht festhalten können. Einerseits, weil diese beiden Atome die leichtesten chemischen Elemente und daher auch sehr flüchtig sind. Es braucht mehr Masse und mehr Anziehungskraft als die Erde hat, um sie dauerhaft halten zu können. Und andererseits war die junge Sonne noch sehr hell, heiß und aktiv und mit ihrer starken Strahlung und ihren starken Sternwinden hat sie die Uratmosphäre der Erde wie ein Sandstrahler abgetragen und wieder ins All gepustet. Die junge Erde war auch extrem heiß, quasi komplett aufgeschmolzen und es hat ein wenig gedauert, bis sie einigermaßen fest geworden ist. Ihre nächste Atmosphäre hat sie aus den Gasen bekommen, die durch Vulkanismus und andere geologische Vorgänge aus ihrem Inneren ausgegast sind. Das war vor allem sehr viel Kohlendioxid, aber auch Methan, Stickstoff und Wasserdampf. Es hat über eine Milliarde Jahre gedauert, bis die Erde so weit abgekühlt war, dass flüssiges Wasser dauerhaft auf ihrer Oberfläche existieren konnte. Und dann hat es erst mal geregnet; der ganze Wasserdampf aus der Atmosphäre regnet runter und regnet und regnet und regnet - ein paar Millionen Jahre lang. Dieser Regen hat das meiste Kohlendioxid aus der Atmosphäre entfernt und auch die meisten anderen Gase, bis auf den Stickstoff. Der ist nämlich ein sogenanntes "Inertgas", also ein Gas, das sich nur sehr widerwillig an chemischen Reaktionen beteiligt. Er hat also so gut wie kaum an irgendwelchen chemischen Reaktionen in der Atmosphäre teilgenommen und ist daher auch zum größten Teil dort geblieben. Stickstoff hat außerdem keine große Lust, ins Gestein der Erde eingebunden zu werden, im Gegensatz beispielsweise zu Sauerstoff. Der Stickstoff bleibt also einfach in der Atmosphäre und sammelt sich dort an. Genau deswegen haben wir so viel davon und dass wir neben dem Stickstoff auch noch einen relevanten Anteil an Sauerstoff in der Atmosphäre haben, liegt am Leben auf der Erde. Ich habe davon ja schon in Folge 171 erzählt: Vor circa 3,5 Milliarden Jahren haben ein paar der damals existierenden Mikroorganismen angefangen, Photosynthese zu betreiben und dabei Sauerstoff zu produzieren. Das Gas hat sich immer weiter angereichert, zuerst im Meer und dann in der Atmosphäre. So ist im Laufe der Zeit die Luft entstanden, die wir heute atmen: Hauptsächlich Stickstoff und ein bisschen Sauerstoff. Was aber immer noch nicht erklärt, wo der Stickstoff ursprünglich hergekommen ist. Dazu müssen wir noch mal zurück in die Zeit, als die Planeten entstanden sind. Beziehungsweise noch ein wenig weiter zurück. Beim Urknall selbst, vor 13,8 Milliarden Jahren, gab es noch keinen Stickstoff; damals entstanden nur Wasserstoff und Helium. Aber Stickstoff gehört zu den chemischen Elementen, die durch Kernfusionsprozesse im Inneren von Sternen entstehen können. Als die ersten Sterne des Universums ihr Leben beendet haben, haben sie ihre Innereien bei Supernova-Explosionen im All verteilt und in den kosmischen Wolken, die zuvor nur aus Wasserstoff und Helium bestanden haben, haben sich nun langsam auch andere Elemente angereichert. Die Wolke, aus der sich die Sonne gebildet hat, hat also schon Stickstoff, Sauerstoff und jede Menge andere Atomsorten enthalten. Immer noch sehr, sehr wenig im Vergleich zur Menge von Wasserstoff und Helium, aber immerhin. Dann ist die Sonne entstanden und aus dem übrig gebliebenen Material hat sich eine Scheibe aus Gas und Staub um sie herum gebildet. In dieser Scheibe hat sich das ganze Zeug immer weiter zusammengeklumpt; es sind Felsbrocken entstanden, die immer größer geworden sind und irgendwann haben sich aus all diesen Brocken die Planeten gebildet. Der Stickstoff war Teil dieser Brocken und ist so auch auf die Erde gekommen. Von den ersten Sternen in die kosmische Wolke aus der sich die Sonne gebildet hat, von dort ins Baumaterial der Erde und dann aus ihrem Inneren hinaus in die Atmosphäre: Das ist der Weg des Stickstoffs, aber die Sache ist natürlich ein wenig komplizierter als diese kurze Beschreibung. Vor allem beschäftigt die Forschung die Frage, aus welchen Regionen des sehr jungen Sonnensystems die Erde ihren Stickstoff bekommen hat. Fangen wir mal mit der trivialen Feststellung an, dass es näher an der Sonne wärmer ist als weiter von ihr entfernt. Flüchtige Stoffe, wie Wasserstoff, Sauerstoff, oder eben auch Stickstoff können in dieser Umgebung nur in Form von Gas existieren und nicht kondensieren, also Feststoffe bilden bzw. Teil von Feststoffen sein. Das geht nur weiter draußen im Sonnensystem, ungefähr hinter der Bahn des Jupiters. Dort ist es kühl genug. In der Nähe der Sonne gibts also jede Menge Staub mit nur sehr wenigen flüchtige Gasen wie Stickstoff. Weiter draußen dagegen gibt es sehr viel mehr. Sonnennahe Planeten wie die Erde haben sich also aus Brocken gebildet, die kaum Stickstoff enthalten, was bedeutet, dass der Stickstoff erst später dazu gekommen sein muss; durch Asteroiden und Kometen die im äußeren Sonnensystem entstanden und dann auf der Erde eingeschlagen sind. Das jedenfalls war das Bild, dass man lange Zeit von der Situation gehabt hat. Im Jahr 2021 fand man dann aber heraus, dass alles noch ein wenig komplizierter ist. Wenn man sich den Stickstoff ansieht, den man in Meteoriten findet, ist es nämlich nicht immer die selbe Art. Atome können in unterschiedlichen Varianten existieren; je nachdem wie viele Neutronen sie in ihrem Kern haben. Der Atomkern eines Stickstoffatoms muss immer sieben Protonen haben, sonst ist es kein Stickstoff. Die Zahl der elektrisch ungeladenen Neutronen kann aber variieren. In 99 von 100 Fällen sind es sieben Neutronen, es können aber auch acht sein (und theoretisch auch andere Variationen, aber die sind nicht stabil und spielen für unsere Überlegungen jetzt keine Rolle). Die normale Varianten von Stickstoff mit je sieben Protonen und Neutronen nennt man Stickstoff-14 und es ist klar, dass dieses Atom ein bisschen leichter als der Stickstoff-15, der ein Neutron mehr im Kern hat. Dadurch kann man die beiden unterscheiden und man hat herausgefunden, dass Meteoriten die aus dem inneren Sonnensystem stammen nicht nur generell sehr viel weniger Stickstoff enthalten als die aus dem äußeren Sonnensystem, sondern im Vergleich zum Stickstoff-14 auch weniger Stickstoff-15. Oder anders gesagt: Das Verhältnis von Stickstoff-14 zu Stickstoff-15 unterscheidet sich, je nachdem ob die Meteoriten nahe an der Sonne entstanden sind oder weiter weg. Jetzt könnte man sich das entsprechende Verhältnis beim Stickstoff auf der Erde ansehen und würde eigentlich erwarten, dass es dem Verhältnis entspricht, das wir von den Objekten im äußeren Sonnensystem kennen. Denn von dort stammen ja, wie ich gerade erklärt habe, die Himmelskörper, die den Stickstoff auf die Erde gebracht haben. Die Daten haben gezeigt, dass das nicht so ist. Die Erde muss ihren Stickstoff sowohl von sonnennahen als auch von sonnenfernen Objekten bekommen. Es lief also vermutlich so ab: Im inneren Sonnensystem konnte sich der Stickstoff in Form diverser organischer Verbindungen halten und wurde Teil des Baumaterials der Planeten. Der Sonnenwind, also das Material, das die Sonne aus ihren äußeren Schichten ins All schleudert, enthält ebenfalls kleine Mengen an Stickstoff, aber mit einem geringen Anteil an Stickstoff-15. Das führt dazu, dass sich nahe an der Sonne Objekte bilden, die arm an Stickstoff-15 sind im Vergleich zum äußeren Sonnensystem. Wir bekommen also eine Zweiteilung, was das Baumaterial angeht und erst später hat sich das alles ein wenig vermischt, als durch die gravitativen Störungen des Jupiters immer mehr Asteroiden und Kometen aus dem äußeren Sonnensystem ins innere Sonnensystem gelangt sind. Die Erde hat sich bei ihrer Enstehung aus dem sonnennahen Reservoir bedient, das arm an Stickstoff-15 ist und später kam dann das Stickstoff-15-reiche Material aus dem äußeren Sonnensystem dazu. Die Erkenntnis, dass auch nahe an einem Stern zumindest gewisse Mengen Stickstoff im Baumaterial für Planeten existieren, ist interessant. Denn nicht jedes Planetensystem hat einen großen Jupiter in der Mitte sitzen, der durch seine Gravitation Material von außen nach innen transportiert. Aber, wie wir jetzt wissen, auch wenn ein Planet nur aus sternnahen Material entsteht, ist Stickstoff vorhanden. Was sehr praktisch ist, wenn wir auf der Suche nach lebensfreundlichen Planeten sind. Denn Stickstoff ist enorm wichtig für das Leben auf der Erde. Er ist Bestandteil der Proteine, also den Moleküle, aus denen wir Lebewesen quasi bestehen. Wir müssen, so wie alle anderen Lebewesen auch, Stickstoff mit unserer Nahrung aufnehmen und es braucht einen komplette Stickstoffkreislauf, damit Leben auf der Erde existieren kann. Aber das ist eigentlich schon wieder eine ganz andere Geschichte…

8. Sternengeschichten Folge 551: Marietta Blau und die Zertrümmerungssterne
   16.06., 07:0016.06.2023, 07:0000:14:15

   Revolutionäre Forschung ohne Anerkennung Sternengeschichten Folge 551: Marietta Blau und die Zertrümmerungssterne In der heutigen Folge geht es unter anderem um "Zertrümmerungssterne". Das klingt astronomisch, immerhin kommt das Wort "Sterne" darin vor. Und es hat auch mit Astronomie zu tun, nur etwas anders als man denkt. Wir fangen aber nicht mit Sternen an, sondern mit Marietta Blau. Sie wurde am 29. April 1894 in Wien geboren. Sie wuchs in einer wohlhabenden und gebildeten Familie auf, ihr Vater war Jurist und Musikverleger, und Marietta konnte die Matura abschließen und ab 1914 an der Universität Wien ein Studium beginnen. Sie entschied sich für Physik und Mathematik und schloss 1919 ihre Doktorarbeit am Institut für Radiumforschung ab. Da wurde nicht nur Radium erforscht; es war eine Forschungseinrichtung zur Untersuchung der Radioaktivität - die erste der Welt übrigens. Radioaktivität wurde erst 1896 entdeckt; das Element Radium entdeckten Marie und Pierre Curie erst 1898 und dieses neue physikalische Phänomen hat damals die Welt der Wissenschaft enorm interessiert. So sehr, dass man in Wien 1910 ein eigenes Institut gegründet hat und der erste Leiter diese Instituts für Radiumforschung in Wien war der Physiker Stefan Meyer. Er war Assistent von Victor Franz Hess und wer sich noch an Folge 317 erinnert, wird wissen, dass Hess die kosmische Strahlung entdeckt hat. Dazu kommen wir aber später noch einmal. Marietta Blau jedenfalls hat sich auch für Radioaktivität interessiert und unter der Betreuung von Stefan Meyer eine Dissertation mit dem Titel "Über die Absorption divergenter Gammastrahlung" geschrieben; sich also mit der hochenergetischen radioaktiven Strahlung beschäftigt. Ihr Doktoratsstudium konnte sie beenden; immerhin. Das war damals für Frauen nicht normal und dass Frauen überhaupt erst zum Studium zugelassen waren, war zu Blaus Zeiten noch nicht so lange her. Und dass eine Frau nach ihrem Studium an einer Universität forscht, war in Österreich damals auch nicht vorgesehen. Blau konnte also keine akademische Laufbahn einschlagen und ging nach Berlin, um dort in einer Fabrik für Röntgenröhren zu arbeiten. 1921 bekam sie eine Anstellung als Assistentin an der Universität in Frankfurt am Main, wo sie den Ärzten die physikalischen Grundlagen der Radiologie beigebracht hat; ihnen also erklärt hat, wie Röntgenstrahlung funktioniert und wie man sie für medizinische Zwecke einsetzen kann. Dieser Schritt war wichtig für ihre Karriere, denn dort musste sie sich nicht nur mit der Physik der Radioaktivität beschäftigen, sondern auch mit Fotografie. In der Medizin geht es ja darum, Röntgenbilder zu machen und das ging damals selbstverständlich noch analog. Man hatte also Photoplatten, die mit bestimmten chemischen Substanzen bestrichen waren, die auf Licht oder eben auf radioaktive Strahlung reagieren und so ein Bild erzeugen können. Als 1923 die Mutter von Marietta Blau sehr krank wurde, ging sie wieder zurück nach Wien und nahm eine unbezahlte Arbeitsstelle am Institut für Radiumforschung an. Für ihren Lebensunterhalt musste sie selbst sorgen, was sie aber nicht davon abhielt, ihrer Forschung nachzugehen. Marietta Blau hat damals probiert, die Photoplatten als Nachweismethode für atomare und subatomare Teilchen zu nutzen. Wenn man damals Radioaktivität nachweisen wollte, dann hat man meistens sogenannte "Szintillationszähler" benutzt. Der funktioniert, vereinfacht gesagt, mit einem Stück Material, dass einen kleinen Lichtblitz erzeugt, wenn energiereiche Strahlung darauf trifft. Diese sehr schwachen Blitze konnte man dann zählen und aus ihrer Häufigkeit auf die Art der eintreffenden Strahlung schließen beziehungsweise auf die Existenz der Teilchen, die die Strahlung erzeugt haben. Das war mühsam und fehleranfällig. Eine andere Methode ist die "Nebelkammer", von der ich in Folge 510 ausführlich erzählt habe. Hier beobachtet man winzige, künstliche Wolken, die in einer speziellen Umgebung in einem Messgerät erzeugt werden, wenn radioaktive Strahlung oder entsprechende Teilchen durchsausen. Auch das war nicht einfach, vor allem, wenn man dauerhafte Aufzeichnungen haben wollte. Marietta Blau hat deswegen begonnen, mit Photoemulsionen zu experimentieren. Gemeinsam mit ihrer Assistentin Hertha Wambacher testete sie verschiedene chemische Substanzen, tauschte sich mit den Firmen aus, die fotografische Filme hergestellt haben, hat an der Zusammensetzung, der Dicke der Schichten, und so weiter gefeilt bis sie am Ende eine Methode hatte, bei der man mit den Photoplatten tatsächlich die Spuren von Teilchen "sehen" konnte. Die chemische Schicht, die Emulsion, muss dabei besonders gleichmäßig sein, nicht zu dick und nicht zu dünn, aber wenn alles passt, dann kann man dort die Spuren von Teilchen sehen, die zum Beispiel bei radioaktiven Zerfallsprozessen erzeugt werden. Wenn diese Teilchen auf die Photoplatten treffen, erzeugen sie dort eine chemische Reaktion und entsprechende Spuren, die - wie ein normales Foto - entwickelt und fixiert werden können. Aus der Länge, der Dicke und der Form der Spuren kann man rekonstruieren, um welches Teilchen es sich gehandelt hat. Blau und Wambacher konnten so die Spuren von Alpha-Teilchen identifizieren, also der niederenergetischen radioaktiven Strahlung; sie konnten Protonen finden, die Bausteine der Atomkerne, und sogar die elektrisch ungeladenen Neutronen nachweisen. Diese Teilchen wurden erst 1932 entdeckt und nur ein paar Monate nachdem die Entdeckung bekannt gegeben wurde, konnten Blau und Wambacher die Neutronen auch mit ihrer Methode finden. Dass es sich bei dieser Arbeit nicht einfach nur um eine Spielerei handelt, zeigt die Verleihung des Haitinger-Preises den die Akademie der Wissenschaft im Jahr 1936 an die beiden Frauen verlieh. 1937 wurde es dann richtig spannend. Blau und Wambacher platzierten ihre Photoplatten am Hafelekar in Tirol. 2300 Meter über dem Meer; hoch über Innsbruck, platzierten sie ihre Platten um damit die kosmische Strahlung nachzuweisen. Jetzt sind wir wieder bei Victor Hess. Der hat 1912 entdeckt, dass aus dem Weltall ständig jede Menge radioaktive Strahlung auf die Erde trifft. Diese kosmische Strahlung wird von der Sonne, aber auch von allen anderen Sternen und diversen anderen Prozessen im All erzeugt. Zum Glück schützt uns die Atmosphäre der Erde und auch das Magnetfeld vor dem Großteil der Strahlung. Aber je höher man sich befindet, desto mehr kommt noch durch. Tatsächlich konnten Blau und Wambacher die kosmische Strahlung mit ihrer Methode sehen: Sie sahen "Zertrümmerungsterne". Also Spuren auf ihren Platten, bei der von einem Punkt sternförmig jede Menge Linie ausgingen. Damit so etwas entstehen kann, muss ein sehr hochenergetisches Teilchen kommen, auf die Photoplatte treffen, wo es dann eines der Atome der chemischen Emulsion "zertrümmert", also Protonen und Neutronen aus dem Atomkern rausschlägt, die dann selbst wieder neue Kernreaktionen auslösen können. So kriegt man die sternförmigen Spuren und der "Zertrümmerungsstern" war ein Beleg für die durch die kosmische Strahlung ausgelösten Kernreaktionen; das, was man heute mit dem Fachbegriff "Spallation" bezeichnet. Die Spallation durch kosmische Strahlung ist ein spannender und wichtiger Prozess; sie ist zum Beispiel der einzige Weg, wie das chemische Element Bor entstehen kann. Durch Kernfusion, also die Verschmelzung von kleineren Atomkernen zu größeren beziehungsweise durch Kernspaltung größerer Kerne in kleinere geht das nicht; dafür hat Bor nicht die passende Anzahl an Protonen im Kern. Aber wenn kosmische Strahlung auf die richtigen Materialien trifft, kann sie genau die richtigen Atomkernbausteine raushauen, damit am Ende Bor-Atome übrig bleiben. Bor ist ein wichtiges Element für uns Menschen; wir brauchen es für unsere Knochen und die Funktion des Gehirns. Nicht viel, aber wenn es nicht da ist, dann fehlt es uns. Und der Prozess, der dieses Element erzeugt, ist genau der, den Blau und ihre Assistentin Wambacher nachweisen konnten. Mit diesen Forschungsergebnissen wäre es normalerweise kein Problem gewesen, eine Professur und eine fixe Stelle an einer Universität zu bekommen. Aber nicht im Jahr 1937; nicht in Österreich und nicht wenn man eine Frau ist und noch dazu aus einer jüdischen Familie kommt. Blau und Wambacher bekamen noch den Lieben-Preis der Akademie der Wissenschaften verliehen und ein Jahr später musste Blau das Land verlassen (Wambacher übrigens konnte bleiben; sie war keine Jüdin und hatte sich mit den Nationalsozialisten arrangiert). Nach einem kurzen Zwischenstopp in Oslo landete sie in Mexiko, wo sie durch Vermittlung von Albert Einstein einen Job als Lehrerin an einer höheren Schule für Ingenieure bekam. Nebenbei forschte sie noch ein wenig; bastelte sich selbst Messgeräte, nutzte dann aber die erste Gelegenheit, um in die USA zu übersiedeln. 1944 bekam sie dort einen Job in der Wirtschaft, später dann endlich wieder eine wissenschaftliche Stelle an der Columbia University in New York. Ab 1948 beschäftigte sie sich dort mit der Datenauswertung von Teilchenbeschleunigern; wurde 1950 auch amerikanische Staatsbürgerin. 1950 schließlich wurde der Nobelpreis für Physik verliehen und zwar "für die Entwicklung der photografischen Methode zur Untersuchung von nuklearen Prozessen". Allerdings nicht an Marietta Blau, sondern an den britischen Physiker Cecil Powell. Er hat die Methode von Blau und Wambacher für seine Forschung genutzt und damit ein paar Teilchen nachweisen können, die bis dahin noch nicht nachweisbar waren. Den Nobelpreis bekam er auch für diesen Nachweis, aber eben auch explizit für die Entwicklung der Methode mit den Photoplatten. Dass Blau den Nobelpreis nicht erhalten hat, ist einer der großen Fehler des Nobelpreiskomitees. Blau (und Wambacher) wurden sogar von Erwin Schrödinger für den Nobelpreis vorgeschlagen; der Preis wurde aber trotzdem nur an Cecil Powell verliehen und der hat es geschafft, in seiner Nobelpreisrede kein einziges Mal den Namen "Marietta Blau" zu erwähnen. Marietta Blau bekam 1956 eine Stelle als Professorin an der Universität von Miami, kehrte aber dennoch 1960 nach Österreich zurück (Wambacher starb schon 1950). Sie begann dort wieder am Institut für Radiumforschung zu arbeiten; sie leitete eine Arbeitsgruppe an der Daten des europäischen Kernforschungszentrums CERN ausgewertet wurden und betreute Doktorarbeiten. Aber, hat sich das Institut wohl gedacht, wir haben die Frau nicht bezahlt als sie vor dem Krieg hier gearbeitet hat, warum also sollen wir sie jetzt bezahlen? Die Stelle von Blau war unbezahlt und die Akademie der Wissenschaft verlieh ihr 1962 zwar einen weiteren Preis - den Erwin Schrödinger-Preis für ihr Lebenswerk - ging aber nicht so weit, sie in die Akademie aufzunehmen. Mariette Blau starb im Jahr 1970 in Wien, an Krebs und völlig verarmt. Keine wissenschaftliche Zeitschrift hielt es damals für notwendig, einen Nachruf auf sie zu verfassen. Und selbst heute ist ihr Name nicht so bekannt, wie er es sein sollte. Noch im Jahr 2012 ist, anlässlich des hundertsten Jubiläums der Entdeckung der kosmischen Strahlung, eine lange Arbeit erschienen, in der die Entwicklung der entsprechenden Forschung von damals bis heute dargestellt wurde, allerdings ebenfalls unter Auslassung des Beitrags von Blau und Wambacher. Immerhin: Im Jahr 2004 hat die Stadt Wien eine Straße nach ihr benannt; in ihrer ehemaligen Schule hängt eine Gedenktafel und ein Hörsaal der Universität Wien trägt ihren Namen. Angesichts dessen, was sie in der Wissenschaft geleistet hat, ist das aber ohne jeden Zweifel viel zu wenig.

9. Sternengeschichten 550: Kugelblitz - Ein schwarzes Loch aus Licht
   09.06., 07:0009.06.2023, 07:0000:12:14

   Science-Fiction trifft Wissenschaft Sternengeschichten 550: Kugelblitz - Ein schwarzes Loch aus Licht Wenn ich in dieser Folge der Sternengeschichten über "Kugelblitze" rede, dann meine ich nicht das, was man vielleicht normalerweise darunter versteht (sofern man darunter überhaupt etwas versteht). Ich meine also nicht die kugelförmigen Leuchterscheinungen, die Menschen immer wieder in der Nähe von Gewittern sehen und bei denen man noch nicht letztgültig weiß, um was es sich handelt beziehungsweise ob sie überhaupt existieren oder nur eine Sinnestäuschung sind. Die Kugelblitze von denen ich heute erzählen möchte, sind etwas völlig anderes. Es geht um Quantenmechanik und um Relativitätstheorie und das erste Mal, dass der Begriff "Kugelblitz" in diesem Zusammenhang aufgetaucht ist, war vermutlich in einer wissenschaftlichen Arbeit aus dem Jahr 1954. Autor war der amerikanische Physiker John Wheeler, einer der Pioniere bei der Erforschung schwarzer Löcher. Und damit stecken wir auch schon mitten im Thema. Oder vielleicht sollte man besser sagen: Die schwarzen Löcher stecken mitten in den Kugeblitzen. Aber bevor es zu verwirrend wird, fangen wir mit etwas anderem an. Und zwar mit einem "Geon". Das war auch der Titel der Arbeit von John Wheeler aus dem Jahr 1954: "Geon". Dieses Wort ist eine Abkürzung für "gravitational-electromagnetic entity". Also frei übersetzt, ein gravitativ-elektromagnetisches Dingens. Was Wheeler mit "Geon" genau meint, ist ohne den Einsatz von sehr viel theoretischer Physik und Mathematik schwer zu beschreiben. Aber vereinfacht gesagt geht es um folgendes. Wenn man eine elektromagnetische Welle hat, dann steckt darin ja eine gewisse Menge an Energie. Und, das wissen wir dank Albert Einstein, Energie und Masse sind äquivalent, dass heißt, beides sind nur zwei unterschiedliche Ausprägungen des selben Phänomens und man kann das eine in das andere umwandeln. Insbesondere wissen wir aber auch, dass Masse die Raumzeit krümmt. Das war ja die große und geniale Erkenntnis die zu Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie geführt hat. Wenn Objekte bei ihrem Weg durch die Raumzeit ihrer Krümmung folgen, dann sieht das für uns so aus, als würde eine Kraft auf sie wirken und zwar genau die Kraft, die wir als Gravitation beschreiben. Oder kurz gesagt: Masse krümmt den Raum und deswegen hat jede Masse eine gewissen gravitative Anziehungskraft. Aber wenn Energie und Masse quasi das selbe sind, dann sollte Energie doch genau so die Raumzeit krümmen wie das eine Masse tut? Richtig, sagt Wheeler. Und wenn genug Energie in so einer elektromagnetischen Welle steckt, dann krümmt sie dadurch die Raumzeit vielleicht so, dass sie dadurch zusammengehalten wird. Es ist schwer, das genau zu beschreiben, aber die Energie die im elektromagnetischen Feld steckt, kann vielleicht so stark sein, dass die elektromagnetische Energie quasi in einem Stück Raum gefangen ist, weil sie durch die von ihr selbst erzeugte Gravitationskraft fest- oder zusammengehalten wird. Wenn das passiert, dann hat man genau so ein "gravitativ-elektromagnetisches Dingens", das Wheeler als "Geon" bezeichnet hat. In der Einleitung seiner Arbeit schreibt er auch, dass er sich das Wort ausgedacht hat, um den Begriff "Kugelblitz" zu ersetzen, der früher verwendet worden ist. Das mit dem Ersetzen hat nicht geklappt, aber heute wird "Kugelblitz" meistens für einen Spezifalfall eines Geons verwendet. Denn wir wissen ja, was passiert, wenn man ausreichend viel Masse auf ausreichend kleinem Raum packt: Dann wird die Anziehungskraft in der Umgebung der Masse so groß und die Raumzeit so stark gekrümmt, dass ein schwarzes Loch mit einem Ereignishorizont entsteht. Nähert man sich dieser Masse dann über den Ereignishorizont hinaus, bleibt man für immer dahinter gefangen. Wir können uns jetzt die gleiche Frage stellen wie vorhin: Wenn Masse und Energie das selbe sind, kann man dann nicht einfach auch sehr viel Energie in einem gewissen Raumbereich konzentrieren, um ein schwarzes Loch zu erzeugen? Genau das ist ein Kugelblitz! Wenn Strahlung - also Licht, Wärme oder was auch immer sonst - ausreichend stark konzentriert wird, dann krümmt die in dieser Strahlung enthaltene Energie die Raumzeit so stark, dass man ein schwarzes Loch bekommt. Die Strahlung ist dann in dem von ihr selbst geschaffenen Loch gefangen. Von außen betrachtet merkt man dann auch keinen Unterschied mehr; es spielt keine Rolle, ob das schwarze Loch aus einer Konzentration von Masse oder von Energie entstanden ist. Von außen ist alles hinter dem Ereignishorizont sowieso nicht zugänglich. Ein schwarzes Loch ist eine extreme Krümmung der Raumzeit und es ist egal, was der Ursprung dieser Krümmung ist. Jetzt stellt sich natürlich die Frage, warum uns dann so etwas wie ein Kugelblitz überhaupt interessiert. Wir können schwarze Löcher ja sowieso nur von außen untersuchen. Und wenn wir nicht erkennen können, ob es aus konzentrierter Strahlung oder konzentrierter Masse entstanden ist, dann kann es uns ja auch eigentlich wurscht sein. Das ist im Prinzip richtig - aber auch nicht ganz. Wheeler war unter anderem an dem Konzept interessiert, weil man damit zum Beispiel Elementarteilchen konstruieren könnte. Schwarze Löcher müssen ja keine gigantischen Massenmonster sein, wie die, die wir in den Zentren von Galaxien finden und die Millionen oder Milliarden mal schwerer sind als die Sonne. Es kommt nicht auf den absoluten Wert der Masse an (oder der Energie) sondern auf die Konzentration. Wenn man wenig Masse auf sehr, sehr, sehr kleinem Raum konzentriert, kriegt man genau so ein schwarzes Loch. Ich habe in Folge 471 ja schon von den winzigen primordialen schwarzen Löchern erzählt; schwarze Löcher, die kleiner als Atome sind. Sofern es sie gibt, denn das wissen wir noch nicht. Aber wenn es solche oder andere winzige schwarze Löcher gibt, dann schauen die für uns auf den ersten Blick wie Teilchen aus: Winzige Konzentrationen von Masse und Wheeler hat spekuliert, ob man nicht vielleicht die bekannten Elementarteilchen auf diese Weise erklären kann. Oder sogar Rückschlüsse auf noch unbekannte Teilchen ziehen kann. Ganz so einfach ist die Sache dann aber auch wieder nicht. Seit der Arbeit von Stephen Hawking wissen wir ja, dass schwarze Löcher nicht stabil sind. Sie erzeugen Hawking-Strahlung und wie das geht, habe ich in Folge 238 ausführlich erklärt. Auf jeden Fall verlieren sie dadurch im Laufe der Zeit Energie und Masse und haben sich irgendwann komplett aufgelöst. Die schwarzen Löcher, die wir kennen, also die, die aus sterbenden Sternen entstehen oder die, die sich in den Zentren von Galaxien befinden, brauchen dafür unvorstellbar lange. Aber kleine schwarze Löcher lösen sich sehr, sehr viel schneller auf. Ein kleines schwarzes Loch; ein kleiner Kugelblitz ist also ein Objekt, das sehr viel Energie abgibt, über einen mehr oder weniger langen Zeitraum, je nach seiner Masse. Womit wir bei einem weiteren Punkt sind, in dem die Kugelblitze die Fantasie der Forschung angeregt haben. Und nicht nur die der Forschung. Vielleicht erinnert sich jemand an die Folge von "Star Trek: Das nächste Jahrhundert" mit dem Titel "Gefangen in einem temporären Fragment"; die im Original nicht ganz so holprig "Timescape" heißt. Dabei treffen Captain Picard und seine Crew auf die Enterprise, die im Kampf mit einem romulanischen Schiff in der Zeit eingefroren zu sein scheint. Bei der Untersuchung des Vorfalls entdecken sie auch die Energiequelle des Romulaner-Raumschiffs: eine "künstliche Quantensingularität". Das klingt ein wenig technischer und realistischer als "winziges, selbst erzeugtes schwarzes Loch" oder "Mini-Kugelblitz", aber im Prinzip handelt es sich genau darum. Und auch die echte Forschung hat sich - zumindest theoretisch - überlegt, ob man einen Kugelblitz nicht als Antrieb für Raumschiffe verwenden kann. Dazu muss man so einen Kugelblitz natürlich erst mal herstellen. Oder nachweisen, dass es die Dinger überhaupt geben kann. Das wissen wir nämlich nicht. Man kann natürlich ausrechnen, wie viel Energie man braucht. Wenig überraschend: Sehr viel. Wenn man die dann entsprechend konzentriert, erzeugt man einen winzigen Bereich im Raum, in dem die Temperatur so absurd hoch ist, dass wir gar nicht wissen, ob es so eine hohe Tempertur überhaupt geben kann. Sie ist auf jeden Fall höher als die Temperaturen, die mit den derzeitigen wissenschaftlichen Theorien sinnvoll beschrieben werden können. Wir bräuchten eine Quantentheorie der Gravitation um korrekt zu beschreiben, was bei so absurd hohen Temperaturen wirklich passiert. Aber so eine Theorie haben wir nicht; wir können Gravitation nicht auf Elementarteilchenebene beschreiben und umgekehrt. Aber tun wir mal so, als könnte es solche Mini-Kugeblitze wirklich geben. Wie mini müssten sie sein, damit man sie für ein Raumschiff nutzen kann? Nicht zu klein, denn dann hätten sie sich durch die Hawking-Strahlung zu schnell aufgelöst. Und nicht zu groß, denn dann kann man im Raumschiff nichts damit anfangen und zu wenig Strahlung geben sie auch ab. Ein passender Kugelblitz wäre auf jeden Fall sehr viel kleiner als ein Proton, als einer der Atomkernbausteine. Hätte aber immer noch eine Masse von mehr als einer halben Million Tonnen und würde etwa 5 Jahre lang brauchen, bis es sich aufgelöst hat. So ein Kugelblitz würde eine Energie von 129 Petawatt abstrahlen, mehr als das 7000fache des jährlichen Energieverbrauchs der ganzen Menschheit. So ein Ding kann man jetzt natürlich nicht einfach irgendwo in ein Batteriefach stecken. Man muss die Strahlung die aus dem Kugelblitz kommt, irgendwie auffangen und nutzen. Die Strahlung ist hochenergetische Gammastrahlung und würde eine massive Platte aus Titan schmelzen, selbst wenn die noch gut 30 Kilometer entfernt ist. Um ein Raumschiff mit einem Kugelblitz betreiben zu können, müsste man also eine ausreichend dicke und große Absorperplatte in ausreichend großem Abstand platzieren, so dass sie von der Strahlung nicht zerstört, sondern quasi angeschoben wird. Oder man kann die Energie irgendwie anders auffangen und nutzen. Wenn man die Energie aus so einem Mini-Kugelblitz zu 100 Prozent nutzen könnte, könnte man selbst ein sehr großes Raumschiff in den 5 Jahren die der Kugelblitz existiert auf die Hälfte oder drei Viertel der Lichtgeschwindigkeit beschleunigen, je nachdem wie groß das Schiff tatsächlich ist. So oder so ist das aber alles mehr Science Fiction als Wissenschaft. Zumindest was die Raumschiffe angeht. Kugelblitze und Geonen sind Teil der theoretischen Physik und werden dort untersucht. Vielleicht finden wir irgendwann einmal raus, ob solche seltsamen Objekte im realen Universum tatsächlich existieren. Ob wir damit aber auch Raumschiffe antreiben werden oder nicht, bleibt wahrscheinlich noch etwas länger der eigenen Fantasie überlassen.

10. Sternengeschichten Folge 549: Der Asteroid Interamnia
    02.06., 07:0002.06.2023, 07:0000:10:00

    Warum wissen wir nix darüber! Sternengeschichten Folge 549: Der Asteroid Interamnia Die heutige Folge der Sternengeschichte könnte ein wenig kürzer werden als üblich. Denn es geht um einen Himmelskörper, über den erstaunlich wenig bekannt ist, obwohl es eigentlich viel gäbe, was man darüber wissen wollen würde. Fangen wir also am besten mal mit etwas an, was wir wissen. Dem Geburtstag von Vincenzo Cerulli zum Beispiel. Der italienische Astronom wurde am 20. April 1859 geboren. Er baute sich seine eigene Sternwarte, 150 Kilometer von Rom entfernt, in Teramo. Dort beobachtete er unter anderem dem Mars und kam zu dem Schluss, dass die Marskanäle, über die zu der Zeit alle diskutierten, nur eine optische Täuschung sind. Was auch richtig war: Wie ich in Folge 404 der Sternengeschichten schon erzählt habe, gab es nie irgendwelche Bewässerungskanäle auf unserem Nachbarplaneten, die von Marsbewohnern angelegt wurden, auch wenn diverse prominente Astronomen des 19. Jahrhunderts behauptet haben, so etwas gesehen zu haben. Bei seinen Beobachtungen ging Cerulli aber auch etwas anderes ins telekopische Netz: Ein Asteroid. Die waren an der Wende zum 20. Jahrhundert keine große Sensation mehr. Man hatte schon ein paar hundert davon gefunden seit der erste von ihnen im Jahr 1801 entdeckt wurde (übrigens auch von einem Italiener). Dieser erste bekannte Asteroid war Ceres, der gleichzeitig auch der größte Asteroid im Hauptasteroidengürtel zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter ist. Ceres hat immerhin einen Durchmesser von 940 Kilometern. Im Jahr danach fand man den Asteroid Pallas, immerhin noch 511 Kilometer im Durchmesser; die in den folgenden Jahren entdeckten Asteroiden Juno und Vesta waren 254 und 525 Kilometer groß. Es kamen noch weitere dazu, alle um die 200 Kilometer groß; erst 1849 kam wieder ein größere Brocken: der Asteroid Hygiea mit 430 Kilometer Durchmesser. Heute sieht der Stand der Dinge so aus: Die vier größten Asteroiden sind Ceres, Vesta, Pallas und Hygiea. Dann kommt ein großer Haufen an Asteroiden, die einen Durchmesser zwischen 100 und 300 Kilometer haben. Aber dazwischen ist ist irgendwie eine Lücke. Es gibt nur zwei bekannte Asteroiden im Hauptgürtel mit einem Durchmesser zwischen 300 und 400 Kilometer. Der eine davon heißt "Europa", so wie der Jupitermond und der Kontinent und damit wir nicht durcheinander kommen, lassen wir den heute mal außen vor. Der andere ist mit einem Durchmesser von 322 Kilometer sowieso noch ein kleines Stück größer und der fünftgrößte Asteroid im Hauptgürtel. Es ist genau der Asteroid, der am 2. Oktober 1910 von Vincenzo Cerulli entdeckt wurde und wenn ich jetzt fragen würde, könnte vermutlich kaum jemand spontan seinen Namen nennen, oder? Beziehungsweise schon, weil ich den Namen ja schon in den Titel der Folge geschrieben habe: Es handelt sich um den Asteroid Interamnia, was der lateinische Name für die Stadt Teramo ist, wo Cerulli seine Sternwarte gebaut hat. Interamnia ist nicht nur der fünftgrößte sondern vermutlich auch der fünftmassereichste Asteroid des Hauptgürtels. Ceres ist auch hier an der Spitze, seine Masse macht ganze 39 Prozent der Masse aller Asteroiden dort aus. Dann kommt Vesta mit 11% der Masse des gesamten Asteroidengürtels. Pallas schafft noch 8,5 Prozent, Hygiea hat 3,6 Prozent und Interamnia immerhin noch 1,5 Prozent der Gesamtmasse des Asteroidengürtels. Es handelt sich also um einen durchaus relevanten Himmelskörper. Umso überraschender ist es, dass man so wenig von ihm hört. Zu Ceres und Vesta sind schon Raumsonden geflogen; wir haben die beiden großen Asteroiden aus der Nähe gesehen; sie umkreist, kartografiert, und so weiter. Pallas wurde ausführlich erforscht und selbst über Hygiea gibt es genug Wissen, um damit locker eine Folge der Sternengeschichten füllen zu können; Folge 387 wenn nochmal jemand nachhören möchte. Aber Interamnia? Es ist erstaunlich, wie wenig wir über diesen Asteroid wissen. Aber zumindest wissen wir ein bisschen was. Interamnia ist ein Asteroid vom F-Typ. Dabei geht es um eine Klassifikation von Asteroiden anhand ihrer spektralen Eigenschaften. Man beobachtet also das Licht, dass die Objekte von der Sonne reflektieren und spaltet es dann in seine Bestandteile auf. Je nach Material aus dem die Asteroiden bestehen, wird man dann sehen, dass bestimmte Farben fehlen. Je nachdem, ob da jetzt mehr rotes Licht reflektiert oder mehr blaues Licht, und so weiter, kann man herausfinden, woraus die Asteroiden bestehen und sie klassifizieren. Es gibt drei Obergruppen, die C-Typ-, die S-Typ- und die X-Typ-Asteroiden. C-Typ-Asteroiden sind am häufigsten, sie sind eher dunkle Objekte die aus kohlenstoffreichen Gestein bestehen. Circa drei Viertel aller Asteroiden lassen sich hier einordnen; S-Typ-Asteroiden sind mit einem Anteil von 17 Prozent am zweithäufigsten. Sie sind ein wenig heller und bestehen aus Silikaten. X-Typ-Asteroiden sind, vereinfacht gesagt, alle anderen die nicht in die beiden ersten Gruppen passen. Aber natürlich gibt es jede Menge Untergruppen. F-Typ-Asteroiden sind eine Untergruppe vom C-Typ; sie sind eher selten und Iteramnia ist der größte von ihnen. Der Asteroid hat einen mittleren Abstand zur Sonne von 3 Astronomischen Einheiten, ist also im Mittel dreimal weiter von der Sonne entfernt als die Erde. Seine Bahn weicht deutlich von einer Kreisbahn ab, am sonnennächsten Punkt kommt er unserem Stern auf bis zu 2,6 Astronomischen Einheiten nahe, am sonnenfernsten Punkt sind es 3,5 Astronomische Einheiten. Die Bahn ist außerdem um 17 Grad gegenüber der Erdbahn geneigt. Für eine Runde um die Sonne braucht der Asteroid 5 Jahre und 129 Tage und er rotiert außerdem mit einer Periode von 8 Stunden und 44 Minuten um seine eigene Achse. Wir haben Interamnia bis jetzt noch nicht aus der Nähe gesehen, die besten Aufnahmen stammen vom Very Large Telescope der Europäischen Südsternwarte. 2019 gab es ausführliche Beobachtungen damit, bei denen auch der Durchmesser auf 332 Kilometer festgelegt werden konnte. Die Dichte die aus den Daten bestimmt werden konnte, liegt bei 1,98 Gramm pro Kubikzentimeter. Das ist ein ähnlicher Wert wie bei Ceres und deutet darauf hin, dass Interamnia zu einen guten Teil aus Eis besteht. Die Bilder die man machen konnte, sind zwar nicht sonderlich detailreich, aber man erkennt zumindest keine Spuren irgendwelcher größere Krater oder Oberflächenstrukturen, was ebenfalls auf Eis hinweist. In Gestein überleben Krater wesentlich länger als auf einer Oberfläche aus Eis. Der Asteroid scheint auch eine sehr regelmäßige Form zu haben; er ist im wesentlichen ein Ellipsoid im hydrostatischen Gleichgewicht. Das soll folgendes heißen: Die Erde zum Beispiel ist ja nicht deswegen rund, weil sie exakt so entstanden ist. Sondern weil das eben die Form ist, die man kriegt, wenn man ausreichend viel Masse auf einen Haufen wirft. Wenn die Gravitationskraft dieser Masse groß genug ist, dann zieht sie sich unter ihrer eigenen Schwerkraft zu einer Form zusammen, die man in erster Näherung als Kugel beschreiben kann. Wenn diese Kugel dann auch noch um ihre eigene Achse rotiert, dann wird die Form ein wenig abgeplattet, um so stärker, je schneller sie rotiert. Nur kleine Objekte, die nicht genug Eigengravitation haben, können irreguläre Formen haben. Je nach Material kann man die Mindestgröße für das hydrostatische Gleichgewicht bei ein paar hundert Kilometer Durchmesser ansetzen; Interamnia zeigt, dass sie in diesem Fall aber unter 300 Kilometer liegen muss. Denn der Asteroid hat genau die Form, die ein Objekt mit einer Dichte von knapp 2 Gramm pro Kubikzentimeter haben sollte, wenn es sich unter seiner eigenen Schwerkraft verformt. Interamnia ist also nicht nur ein Asteroid, der von der Größe und der Masse her genau im Übergangsbereich zwischen den großen und den kleinen Asteroiden im Hauptgürtel steht. Sondern auch ein Objekt, dass genau im Übergangsbereich zwischen den eher größeren, sphärischen Himmelskörpern steht; den Planeten und Zwergplaneten wie Ceres und den irregulären kleinen Objekten; den typischen Asteroidenfelsbrocken mit ein paar Dutzend Kilometern Größe und irgendwelchen chaotischen Formen. Mit dieser Erkenntnis ist das Wissen über Interamnia im Wesentlichen auch schon wieder erschöpft. Wir wissen, dass es sich um einen faszinierenden Himmelskörper handeln muss, von dem wir viel über die Entstehung des Sonnensystems und die Beziehungen zwischen den verschiedenen Arten der großen und kleinen Objekte im Weltall lernen können. Aber uns fehlen mehr Daten. Das ist einerseits frustrierend. Andererseits ist es aber auch gut zu wissen, dass da draußen noch so viele tolle Forschungsobjekte existieren.

11. Sternengeschichten Folge 548: Die Whirlpool-Galaxie
    26.05., 07:0026.05.2023, 07:0000:11:28

    Es wirbelt im Weltall Sternengeschichten Folge 548: Die Whirlpool-Galaxie Die Sternengeschichten sind ein Podcast und ein Podcast ist etwas zum Anhören. Ich bemühe mich immer, die Phänomene der Astronomie so zu erklären, dass es reicht, dabei zuzuhören. In diesem Fall möchte ich aber eine Ausnahme machen und die Hörerinnen und Hörer auffordern, sofern möglich, kurz auf Pause zu drücken und im Internet nach einem Bild der Whirlpool-Galaxie zu suchen. Oder dass zumindest zum bestmöglichen Zeitpunkt nach Ende des Podcasts zu machen. Man kann sich diese Folge der Sternengeschichten auch anhören, ohne so ein Bild gesehen zu haben. Aber die Whirlpool-Galaxie ist ein so beeindruckender Anblick, das sollte man nicht verpassen. Ok - ich hoffe, ihr konntet einen Blick auf M51 bzw. Messier 51 werfen, wie die Whirlpool-Galaxie auch genannt wird. Beziehungsweise NGC 5194 und NGC 5195, je nachdem welche Katalogbezeichnung man verwendet. Letztere, das "NGC", bezieht sich auf den New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars und die sagt uns gleich etwas sehr wichtiges. Die Whirlpool-Galaxie besteht eigentlich aus zwei einzelnen Galaxien. Sieht man sich ein Bild davon an, erkennt man eine wunderschöne, gewaltige Spiralgalaxie, mit zwei langen, mehrfach gewundenen Spiralarmen und einem hell leuchtenden Zentralbereich. Und am Ende des einen Spiralarms sitzt noch einmal ein hell leuchtender Blob. Die große Spiralgalaxie ist NGC 5194 - und der kleine Blob ist eine Zwerggalaxie mit der Bezeichnung NGC 5195. Entdeckt wurde die Whirlpool-Galaxie am 13. Oktober 1773 von Charles Messier. Über diesen französischen Astronom habe ich ja schon in Folge 128 ausführlich gesprochen. Beziehungsweise habe ich da über seinen Katalog erzählt. Messier wollte damals alle diffusen, nebelartigen Objekte am Himmel auflisten, die man vielleicht mit einem Kometen verwechseln kann. Um was es sich bei diesen nebligen Dinger handelt, war ihm nicht so wichtig beziehungsweise gab es damals auch noch keine Möglichkeit, dass herauszufinden. Messier wollte es ein bisschen einfacher beim Kometensuchen haben, sein Messier-Katalog ist aber immer noch sehr populär, vor allem in der Hobby-Astronomie. Objekt Nummer 51 in seinem Katalog war jedenfalls das Objekt, dass wir heute die Whirlpool-Galaxie nennen. Obwohl man natürlich lange nicht wusste, dass es sich um eine Galaxie handelt. Das erste vernünftige Bild von ihr gab es Mitte des 19. Jahrhunderts. Der irische Astronom William Parsons, der 3. Earl of Rosse war nicht nur ein begeisterter Astronom, sondern baute sich auch enorm große Teleskope. Sein größtest hatte einen Spiegel mit einem Durchmesser von 1,83 Metern und damit konnte er 1845 die Whirlpool-Galaxie beobachten und machte einige Zeichnungen, die deutlich eine spiralförmige Struktur und den kleinen Blob, der an einem Arm dran hing. Erst in den 1920er Jahren fanden Edwin Hubble und seine Kollegen heraus, dass viele dieser nebelartigen Strukturen tatsächlich enorm weit entfernte Galaxien sind und heute wissen wir, dass die Whirlpoolgalaxie circa 25 bis 30 Millionen Lichtjahre von uns entfernt ist. Es handelt sich tatsächlich um eine Spiralgalaxie, so wie auch unsere Milchstraße eine ist. Allerdings sind bei ihr die Spiralarme ein wenig ausgeprägter als bei uns. Ihr Durchmesser beträgt circa 80.000 Lichtjahre und sie enthält ungefähr 160 Millionen Sterne. Wer sie selbst beobachten will, muss im Sternbild der Jagdhunde auf die Suche gehen. Ein Stück nördlich der Jagdhunde liegt die sehr viel einfacher zu findende Sternenkonstellation des großen Wagens. Der östlichste Stern davon, Alkaid, also das hintere Ende der Deichsel des Wagens liegt knapp an der Grenze zu den Jagdhunden und M51 findet sich ein bisschen östlich und südlich von Alkaid. Um M51 zu sehen reicht schon ein Fernglas, wenn man aber Details sehen will, sollte man ein etwas größeres Teleskop verwenden. Mit einem richtigen großen Teleskop kann man auch sehr gut sehen, dass die Sterne in den Spiralarmen von M51 eher bläuchlich leuchten, das Licht der kleineren Galaxie aber insgesamt eher rötlich ist. Daran erkennt man, dass in der großen Galaxie viele junge Sterne existieren, die eben tendenziell heiß und blau-weiß leuchten, während in der Begleitgalaxie eher alte Sterne zu finden sind, die kühler und rötlicher leuchten. Schauen wir uns diese Begleitgalaxie noch einmal genauer an: NGC 5195 ist eine Zwerggalaxie und eher unförmig. Im Röntgenlicht dagegen leuchtet sie extrem hell; schaut man sich die Whirlpool-Galaxie mit einem Röntgenteleskop an, dann sieht man eigentlich nur zwei sehr helle Bereiche. Einer ist der Zentralbereich von M51 und darüber reden wir gleich noch. Der andere ist NGC 5195, die Begleitgalaxie. Die Spiralarme die beide verbinden, sind im Röntgenlicht kaum zu sehen. In der kleinen Galaxie kommt die Röntgenstrahlung von den vielen Sternen, die schon etwas älter sind und dadurch auch viel Röntgenstrahlung produzieren. Aber eher wenig Ultraviolettstrahlung; das machen vor allem junge und heiße Sterne. Mit einem Ultraviolett-Teleskop sind daher auch die Spiralarme von M51 deutlich zu sehen; die Begleitgalaxie dagegen so gut wie gar nicht. Die Unterschiede zwischen den beiden Galaxien stammen vor allem von der Wechselwirkung zwischen den beiden. Wir wissen ja mittlerweile sehr gut, dass Galaxien einander ständig in die Quere kommen. Unsere Milchstraße wird in ein paar Milliarden Jahren mit der Andromedagalaxien verschmelzen; in der Vergangenheit sind immer wieder kleinere Zwerggalaxien von der Milchstraße verschluckt worden, und so weiter: Wechselwirkungen zwischen Galaxien sind völlig normal und bei der Whirlpool-Galaxien können wir so eine Wechselwirkung wunderbar beobachten. Dass die Spiralarme von M51 so ausgeprägt sind, liegt wahrscheinlich daran, dass NGC 5195 vor ungefähr 500 Millionen Jahren einmal quer durch die Hauptebene der großen Galaxien geflogen ist. Dabei wurde jede Menge Staub und Gas durcheinander gewirbelt und es sind jede Menge Sterne entstanden. Vor circa 100 Millionen Jahren muss die Begleitgalaxie M51 wieder in Gegenrichtung durchquert haben, so dass sie sich jetzt aus unserer Sicht ein kleines Stück hinter M51 befindet. Wenn man mit den richtigen Instrumenten genau hinschaut, dann sieht man noch mehr Spuren dieser Interaktion. Man kann Ströme aus Gas und Sternen erkennen, die aus den Galaxien hinausragen bzw. sich zwischen ihnen erstrecken. Die kleine Galaxie hat sich vermutlich bei ihrem Durchgang aus M51 mit sich gerissen. Am Ende wird das aber nichts nutzen; in ferner Zukunft wird NGC 5195 mit der großen Galaxie verschmelzen und in ihr verschwinden. Bis dahin dauert es aber noch ein paar Milliarden Jahren und wir haben Zeit, uns den Kern von M51 anzusehen. Der ist nämlich ein aktiver Kern. Soll heißen: Im Zentrum der großen Galaxie gibt es, wie in den Zentren aller großen Galaxien, ein supermassereiches schwarzes Loch. Bei M51 ist das Loch aber von sehr viel Staub umgeben. Die Gravitationskraft des Lochs beschleunigt den Staub, heizt ihn auf und es wird jede Menge Strahlung freigesetzt. Auf den detailiertesten Bildern der Galaxie kann man den hellen Kern erkennen und sogar ein dunkles Band aus Staub, das ihn umgibt. 2020 hat die Whirlpool-Galaxie ein weiteres Mal Schlagzeilen gemacht. Es wurde die Entdeckung des ersten extragalaktischen Planeten verkündet. Also eines Planeten, der sich außerhalb unserer Milchstraße befindet. Bis dahin kannten wir nur Planeten die sich in unserer eigenen Galaxie befinden und so gut wie alle davon waren mehr oder weniger in der Nachbarschaft der Sonne, also höchstens ein paar hundert bis 1000 Lichtjahre weit weg. Es ist immer noch enorm schwer, Planeten zu finden die andere Sterne umkreisen; bei anderen Galaxien erscheint das fast unmöglich. Da können wir ja meistens noch nicht einmal einzelne Sterne sehen; wie sollen wir da Planeten finden, die diese Sterne umkreisen? In diesem Fall hat man ein Röntgenteleskop benutzt. Stellen wir uns einen sogenannten Röntgendoppelstern vor. Damit ist ein System gemeint, wo ein großer Stern ein schwarzes Loch oder einen Neutronenstern umkreist. Masse kann vom Stern zum Loch oder dem Neutronenstern fließen und wenn sie dort auftrift, wird Röntgenstrahlung freigesetzt. So weit, so klar - solche Dinger haben wir in unserer eigenen Galaxie schon entdeckt. Was man 2020 entdeckt hat, war so ein Röntgendoppelstern, bei dem das Röntgenlicht plötzlich sehr viel dunkler wurde. Und dann wieder heller. Beziehungsweise hat man behauptet, es könnte sowas sein. Man hat Röntgenlicht gesehen, dass aus einem Sternhaufen in M51 kommt, wo sich viele junge Sterne befinden. Wenn einer davon so ein Doppelstern ist und der große Stern des Paars von einem Planeten umkreist wird, und dieser Planet von uns aus gesehen genau vor der Röntgenquelle vorüber zieht, dann kann das Röntgenlicht kurzfristig verschwinden. Aber. Und jetzt kommen jede Menge Abers! Aber: so eine Röntgenquelle fluktuiert auch aus jeder Menge anderer Gründe. Aus sich selbst heraus zum Beispiel, weil die Masse halt unregelmäßig vom Stern weg fließt. Oder weil sich irgendwas anderes zwischen uns und die Quelle schiebt. Ein Stern, ein brauner Zwerg; irgendwas was auf der Sichtlinie liegt. Das könnte sogar ein Asteroid in unserem eigenen Sonnensystem sein. Ein extragalaktischer Planet ist nur eine von vielen Möglichkeiten und die Daten reichen nicht aus, um eindeutige Aussagen zu treffen. Natürlich müssen auch die Sterne von M51 von Planeten umkreist werden. Aber aus der einmaligen Beobachtung eines Abfalls des Röntgenlichts einer Quelle in dieser Galaxie kann man noch nicht schließen, dass es sich um so einen Planeten handelt. So oder so: Wir werden die Whirlpool-Galaxie weiterhin im Blick behalten. Nicht unbedingt, um dort extragalaktische Planeten zu entdecken. Aber es gibt dort noch sehr viel mehr zu erforschen. Und sie schaut einfach so wunderbar hübsch aus!

12. Sternengeschichten Folge 547: Michael Stifel und der Weltuntergang
    19.05., 07:0019.05.2023, 07:0000:18:00

    Besser Stiefel trinken als Stiefel rechnen Sternengeschichten Folge 547: Michael Stifel und der Weltuntergang In der heutigen Folge der Sternengeschichten geht es um Mathematik. Und bevor deswegen jemand gleich wieder auf den Ausschaltknopf drücken möchte, sage ich auch gleich dazu, dass wir auch über den Weltuntergang reden werden. Aber anfangen tun wir mit der Mathematik. Es ist keine große Überraschung, wenn ich sage, dass die Mathematik von enormer Bedeutung für die Astronomie ist. Genau so wie sie eine enorme Bedeutung für die gesamte Naturwissenschaft hat, und übrigens nicht nur für die Naturwissenschaft. Mathematik ist die Art und Weise, wie wir probieren, die Zusammenhänge in der Welt in Worte zu fassen. Nur dass diese Worte eben keine Worte in normaler Sprache sind. Sondern Formeln und Symbole. Aber wir brauchen genau diese abstrakte symbolische Sprache, wenn wir verstehen wollen, wie die Welt funktioniert. Ein Beispiel: Niemand kann sich wirklich anschaulich vorstellen, wie eine vierdimensionale Raumzeit aussehen soll; noch weniger kann man sich vorstellen, wie es aussehen soll, wenn etwas vierdimenionsales gekrümmt wird. Trotzdem ist genau das die zentrale Aussage der allgemeinen Relativitätstheorie: Das Universum besteht aus der vierdimensionalen Raumzeit die von den in ihr enthaltenen Massen gekrümmt wird. Wenn die Objekte bei ihrer Bewegung durch den Kosmos dieser Krümmung folgen, sieht das für uns so aus wie die Wirkung einer Kraft, die sie aufeinander ausüben und die wir "Schwerkraft" genannt haben. Wenn wir verstehen wollen, wie Gravitation funktioniert, müssen wir uns mit der vierdimensionalen Raumzeit auseinandersetzen und man kann sich zwar mit diversen Vergleichen und Veranschaulichungen behelfen, wenn man echte Wissenschaft betreiben will, kommt man damit aber nicht weiter. Dafür braucht es die exakte und abstrakte Sprache der Mathematik, in der es überhaupt kein Problem ist, die entsprechenden Beziehungen aufzuschreiben. Man kann sich eine vierdimensionale Raumzeit zwar nicht vorstellen, aber man kann problemlos damit rechnen und darauf kommt es an! Es gäbe noch jede Menge andere Beispiele, aber ich hoffe, die Bedeutung der Mathematik ist trotzdem klar. Deswegen muss man in der Astronomie nicht nur die für das jeweilige Forschungsgebiet nötige Mathematik beherrschen. Sondern kann sich auch damit beschäftigen, neue mathematische Methoden zu finden. Wenn jemand ein neues Teleskop baut; ein neues Messinstrument, und so weiter: Dann würde niemand bezweifeln, dass man damit einen Beitrag zur Astronomie leistet. Aber mit der Mathematik ist es genau so. Sie ist auch ein Instrument und auch sie muss entwickelt werden. Ich habe mir deswegen die Mühe mit dieser langen Vorrede gemacht, damit klar wird, dass es nicht um irgendwelche unnötigen oder trivialen Leistungen geht, wenn ich jetzt gleich von der Arbeit des deutschen Mathematikers Michael Stifel erzähle. Wenn ich zum Beispiel erzähle, dass er Rechenregeln für Potenzen gefunden hat oder eine Methoden gefunden hat, mit der man höhere Wurzeln berechnen kann. Aus heutiger Sicht reisst das niemanden vom Hocker. Wenn ich zum Beispiel die dritte Wurzel aus 58 berechnen will, dann tippe ich das einfach in den Taschenrechner und sehe, dass das ein bisschen mehr als 3,87 ist. Aber jetzt stellt euch mal vor, ihr müsst das ohne Taschenrechner machen. Ihr könnt das auch nicht einfach bei Google eintippen oder per Chat schnell euren Freundeskreis fragen. Ihr müsst das im frühen 16. Jahrhundert machen; in einer Welt, in der die meisten Menschen nicht mal gelernt haben, wie man Zahlen multipliziert oder dividiert; wo man eine Rechnung wie "4 + 5 = 9" noch nicht mal einfach so aufschreiben kann, weil erstens sehr viele Menschen nicht schreiben können und sich zweitens Symbole wie "+" oder "=" noch nicht wirklich durchgesetzt haben. Eine Welt, kurzgesagt, in der die Naturwissenschaft erst beginnt, sich zu entwickeln und in der die Mathematik in ihrer modernen Form quasi nicht existiert. Das ist die Welt von Michael Stifel, vermutlich irgendwann um 1487 in Esslingen am Neckar geboren. Seine Eltern waren wohlhabend; Michael konnte zur Schule gehen und trat danach ins Augustinerkloster in Esslingen ein. Dort wurde er 1511 auch zum Priester geweiht, sein Leben war aber alles andere als das ruhige Leben, dass man sich vielleicht von einem Mönch in einem Kloster erwartet. Das frühe 16. Jahrhundert war nicht nur aber vor allem aus religiöser Sicht ziemlich chaotisch. 1517 veröffentlichte Martin Luther (der später noch wichtig für Stifel werden wird) seine berühmten 95 Thesen und spaltete die christliche Kirche. Stifel selbst war auch eher dem Protestantismus zugeneigt und mit der katholischen Kirche immer wieder uneins. Deswegen musste er Esslingen auch verlassen und bekam durch Luthers Vermittlung eine Stellung als evangelischer Prediger in Mansfeld. In dieser Position began er auch, sich mit Mathematik zu beschäftigen. Allerdings nicht so, wie man sich das heute vorstellt, wenn jemand anfängt, Mathematik zu lernen. Es war ein eher mystisches Interesse, dass Stifel dazu trieb, sich mit den Eigenschaften von Zahlen zu beschäftigen. Er betrieb das, was man "Wortrechnung" nennt und heute definitiv in den Bereich der Esoterik gehört, damals aber durchaus eine weitverbreitete Methode war, um zum Beispiel die Bibel zu interpretieren. Dabei werden den Buchstaben Zahlen zugeordnet und die Manipulation dieser Zahlen und ihre Rückwandlung in Buchstaben soll Botschaften offenlegen, die zuvor nicht erkennbar waren. Ein Beispiel: 1521 starb der damalige Papst Leo X. Das kann man auf Latein als "LEO DECIMUS" schreiben. L, D, C, I, M und V (das V hat man im Latein als U verwendet) sind gleichzeitig aber auch römische Zahlen. Und wenn man ein wenig mit diesen Zahlen herumspielt, kommt man zu dem Ergebnis, dass der Name des Papstes der Zahl 666 entspricht. Die gilt laut Bibel als Symbol des Antichristen womit laut Stifel klar war, dass der Papst in Wahrheit das absolut Böse ist. Ok, wenn ein Protestant in der damaligen aufgeheizten Stimmung so etwas dem katholischen Oberhaupt vorwirft, ist das eher wenig überraschend. Aber es zeigt, wie und auf welche Art auch ein Theologe wie Stifel Interesse an der Mathematik finden kann. Stifels Biografie blieb weiter unruhig. 1524 schickte ihn Luther nach Grieskirchen in Oberösterreich, wo er der erste evangelische Prediger Österreichs wurde, aber dann wegen Kriegsgefahr 1527 wieder zurück nach Deutschland musste, diesmal nach Wittenberg, wo er bei Luther wohnte und sich weiter mit Religion und Mathematik beschäftigt hat. In der Nähe von Wittenberg, dem heutigen Annaburg, erhielt Stifel eine Stelle als Priester und dort veröffentlichte er 1532 auch ein Buch mit dem Titel "Ein Rechen Büchlin Vom EndChrist", in dem er seine mathematischen Erkenntnisse aus der Bibel darlegt. Das erste Kapitel trägt den Titel "Wie man ein jedes Wort inn dieser Rechnung zur Zal machen möge" und beschreibt genau das, was ich vorhin anhand des Namens des Papstes erklärt habe. Die Details lasse ich jetzt auch, aber im Laufe seiner Untersuchung stellte Stifel fest, dass der Untergang der Welt kurz bevor stehen würde. Er bezog auf eine Stelle im Johannes-Evangelium, Kapitel 19, Vers 37: "Und ein anderes Schriftwort sagt: Sie werden auf den blicken, den sie durchbohrt haben." Vermutlich hatte Stifel Gründe, warum er gerade diese Stelle ausgewählt hat, auf jeden Fall kann man das wieder auf Latein übersetzen, die Buchstaben raussuchen die auch römische Zahlen sind, ein bisschen damit rumspielen und kommt dann zur Zahl 1533. In diesem Jahr musste die Welt untergehen, und zwar genau um 8 Uhr morgens des 19. Oktober. Luther war nicht sehr begeistert davon, dass sein Freund den Weltuntergang vorhersagen wollte, was Stifel aber nicht abhielt. Die Menschen der Stadt glaubten Stifel, viele Menschen verschenkten ihr Hab und Gut, die Bauern stellten die Arbeit ein, diverse Leute pilgerten extra zum 19. Oktober nach Annaburg nur um zuzusehen, wie die Welt doch nicht unterging. Dementsprechend wenig erfreut waren sie und Stifel musste in Schutzhaft genommen werden, um ihn vor dem Zorn der erbosten Menschen zu schützen. Weltuntergangspropheten gab es damals wie heute und damals noch viel mehr. In der religiös und politisch chaotischen Zeit des frühen 16. Jahrhunderts waren Untergangsfantasien fast schon normal und Stifel definitiv nicht der einzige, der vom baldigen Ende ausging. Und ich habe diese Epsiode vor allem deswegen erzählt, weil Stifels Karriere damit nicht zu Ende war. Sie fing erst so richtig an. Stifel wollte sich weiterhin mit Mathematik beschäftigen, aber ein wenig ernüchtert über seine peinliche Fehlprognose, ließ er die Wortrechnung in der Bibel bleiben und widmete sich der reinen Mathematik. Er besorgte sich die Standardwerke der damaligen Zeit und brachte sich selbst alles bei, was es zu wissen gab. Er übersetzte wichtige Bücher ins Deutsche wie zum Beispiel die des antiken Mathematikers Euklid und verfasste auch selbst Bücher über das Rechnen und das Lösen von Gleichungen. Das wichtigste davon ist "Arithemtica integra", 1544 erschienen und eine Zusammenfassung von allem, was damals über Arithmetik und Algebra bekannt war. Arithmetik ist das, was man üblicherweise mit "Rechnen" meint und war damals die Beschäftigung mit den Grundrechenarten. Algebra ist das Rechnen mit Unbekannten, also das Lösen von Gleichungen. Das Buch wurde enorm bekannt und damit nicht nur der Inhalt sondern auch die Art und Weise, in der dieser Inhalt präsentiert wurde. Im Mittelalter hatte man sich noch längst nicht auf eine einheitliche mathematische Symbolik geeinigt, das hat bis weit ins 19. Jahrhundert hinein gedauert. Damals verwendete man zwar schon die heute noch üblichen arabischen Zahlen, aber jede Menge unterschiedliche Symbole. Das uns so vertraute Gleichheitszeichen etwa wurde erst 1557 das erste Mal in einem Buch verwendet. Davor schrieb man alles mögliche, zum Beispiel die Phrase "est egale", was auf Latein so viel wie "ist gleich" heißt, wenn man das aussagen wollte, was wir heute mit dem Gleichheitszeichen tun. Bei den anderen Symbolen war es genau so. Die einen schrieben so, die anderen so und mal wurden dieses Symbol verwendet und mal jenes. Aber wenn sich ein Buch wie das von Stifel so enorm durchsetzt, dann gilt das auch für die dort verwendeten Symbole. Stifel hat die heute verwendeten Zeichen für + und - zwar nicht selbst erfunden. Aber mit seiner Arbeit eben dafür gesorgt, dass sich sich durchgesetzt haben. Gleiches gilt für das Wurzelzeichen und das Wort "Exponent" hat er tatsächlich als erster verwendet. Womit wir bei seinen wichtigsten Beiträgen zur Mathematik wären. Stifel hat sich ausführlich mit dem beschäftigt, was wir heute als Potenzrechnung bezeichnen. Wenn wir so etwas rechnen wollen wie a hoch x mal a hoch y, dann wissen wir, dass das Ergebnis a hoch x+y lautet. Warum man das so machen kann, hat Stifel in seinem Buch gezeigt. Er hat Tabellen mit den von ihm berechneten Werten für diverse Potenzen veröffentlicht, was sehr praktisch ist, denn genau das wäre die Antwort auf die Frage vom Beginn: Wie führt man eine komplexe Rechnung aus, wenn man keinen Taschenrechner hat? Gar nicht, man schlägt die Antwort in einer Tabelle nach! Genau so hat man es damals gemacht und das war in vielen Fällen noch bis ins 20. Jahrhundert so (Taschenrechner gibt es ja noch nicht sooo lange). Irgendwer muss diese Tabellen zwar berechnen, aber genau das war der Job von Leuten wie Stifel. In der Astronomie müssen heute alle wissen, wie man ein Teleskop benutzt. Es reicht aber, wenn nur wenige Menschen auch wissen, wie man die Dinger konkret baut. In der Mathematik war es genau so: Wenn ein paar Leute gute Tabellen herstellen, kann der Rest sie einfach benutzen. Ganz besonders praktisch waren die Tabellen in Stifels Buch, die wir heute als Logarithmentafeln bezeichnen würden. Der Logarithmus ist quasi die Umkehrfunktion beim Potenzieren, aber darüber hinaus auch anderweitig enorm praktisch. Ein Beispiel: Was kommt raus, wenn man 17 mal 28 rechnet? Gut, auch das ist ein Fall für den Taschenrechner, aber man kann es zur Not auch im Kopf rechnen und das Ergebnis ist 476. Aber was, wenn die Zahlen größer sind? Dann rechnet es sich im Kopf nicht mehr so gut und auch auf dem Papier ist man eine Weile beschäftigt. Besser wäre es, man könnte sich das mühsame Multiplizieren sparen. Und genau das erlaubt der Logarithmus. Statt 17 mal 28 kann ich auch rechnen "Logarithmus von 17 PLUS Logarithmus von 28". Was hilft das? Erklärt ich gleich, schauen wir zuerst mal, was der Logarithmus von 17 eigentlich sein soll. Der Taschenrechner sagt, dass das 1,23… ist. Was nichts anderes bedeutet, dass 10 hoch 1,23… gleich 17 ist. Der Logarithmus einer Zahl sagt mir, mit welchem Exponenten ich die Basis - in diesem Fall die 10 - potenzieren muss, um die Ausgangszahl zu kriegen. 10 hoch 1,23… ist 17. Der Logarithmus von 17 ist 1,23… So wie für die Potenzen gibt es auch für den Logaritmus Rechenregeln und die wichtigste davon sagt, dass der Logarithmus von x PLUS dem Logarithmus von y gleich dem Logarithmus von x MAL y ist. Anders gesagt: wenn ich "Logarithmus von 17 PLUS Logarithmus von 28" berechnen, dann ist das Ergebnis eine Zahl, in dem Fall 2,6776… Und ich weiß, dass der Logarithmus von x mal y auch gleich dieser Zahl ist. Ich muss jetzt also nur noch 10 hoch 2,6776… rechnen und komme zum Ergebnis 476. Das klingt immer noch nach viel Rechnerei; das ist auch viel Rechnerei. Aber mit den richtigen Tabellen ist es ganz einfach. Ich muss dort nur nachschlagen, welcher Eintrag bei der 17 steht und was bei der 28. Diese beiden Zahlen addiere ich und suche dann in der Tabelle nach einer Zahl, wo der Eintrag zu meinem Ergebnis der Addition passt. Da muss man vielleicht ein wenig blättern, aber am Ende kann man auch eine sehr komplizierte Multiplikation durch eine sehr simple Addition zweier Zahlen lösen. Und es geht übrigens genau so bei der Division, die man mit Logarithmen zu einer Subtraktion vereinfachen kann. Um das zu beherrschen, muss man auch gar nichts von Logarithmen und Exponenten wissen; es reicht wenn man weiß, wie man die Tabelle benutzt. Die Person, die die Tabellen erstellt, muss allerdings sehr wohl über all das Bescheid wissen. Michael Stifel hat das Rechnen mit Logarithmen und die Logarithmentafeln nicht erfunden, aber seine Arbeit hat einen enorm wichtigen Beitrag dazu geleistet, dass sich diese Rechenart entwickeln konnte. Man kann sich das heute kaum noch vorstellen, aber noch weit bis ins 20. Jahrhundert hinein war das eine absolut übliche Methode die überall in der Naturwissenschaft verwendet wurde. Vielleicht hat jemand schon mal von "Rechenschiebern" gehört, die man benutzt hat, bevor es Taschenrechner gab. Das waren nichts anderes, als mechanische Geräte, bei denen ein paar Skalen gegeneinander verschoben werden konnten, so dass man wie in einer Tabelle die entsprechenden Logarithmenwerte nachschlagen konnte. Und vor den Rechenschiebern bzw. parallel dazu, gab es an allen Unis dicke Bücher mit den Tabellen. Wer vor circa 1970 in der Naturwissenschaft gearbeitet hat, kennt diese Logarithmentafeln vielleicht sogar noch aus eigener Anschauung… Die Berechnung dieser Tabellen war eine fundamental wichtige Aufgabe der Mathematik und Michael Stifel hat einen wichtigen Beitrag dazu geleistet. Er hat auch Methoden entwickelt, um Wurzeln zu berechnen oder quadratische Gleichungen zu lösen. Er hat dazu beigetragen, die negativen Zahlen in die moderne Mathematik einzuführen und es war absolut keine Überraschung, dass er 1559 der erste Professor für Mathematik an der damals neu gegründeten Universität Jena wurde. Stifels Weg zur Mathematik war ungewöhnlich und mit seiner Weltuntergangsrechnung ist er auch mal ein wenig falsch abgebogen. Aber er hat die richtige Richtung wiedergefunden und gehört zu den wichtigsten Vertretern der spätmittelalterlichen Mathematik. Er hat viel von dem vorbereitet, was später in der Mathematik wichtig wurde. Und die Universität Jena hat keine falsche Wahl getroffen, als sie 2015 ein neuens Zentrum für Daten- und simulationsbasierte Wissenschaft gegründet und es das "Michael Stifel Center Jena for Data-Driven & Simulation Science" genannt hat.

13. Sternengeschichten Folge 546: Hyperkompakte Sternensysteme
    12.05., 07:0012.05.2023, 07:0000:10:31

    Extrem dicht und ganz allein Sternengeschichten Folge 546: Hyperkompakte Sternensysteme Das Wort "Sternsystem" ist ein wenig schwierig in der Astronomie. Es ist nicht immer klar, was damit gemeint ist. Beim Wort "Sonnensystem" ist es klar; das ist all das, was gravitativ an die Sonne gebunden ist. Also die Sonne, die acht Planeten, all die Monde, Asteroiden und so weiter. Und man könnte meinen, dass - weil die Sonne ja ein Stern ist - mit "Sternsystem" einfach ganz allgemein ein System aus einem Stern und all dessen, was ihn umkreist gemeint ist. Tatsächlich kann das eine Bedeutung des Wortes sein. Aber wenn, dann wird das Wort auf diese Weise eher außerhalb der Wissenschaft verwendet; in der Wissenschaft eher nicht. Da redet man sowieso auch englisch und wenn man von einem "stellar system" oder "star system" spricht, meint man im allgemeinen einen Doppel- oder Mehrfachstern. Also ein System aus zwei oder mehr Sternen, die sich gegenseitig umkreisen. Man kann den Begriff aber auch weiter fassen, und mit "Sternsystem" das meinen, was wir ansonsten "Sternhaufen" nennen würden. Also ein paar tausend bis Millionen Sterne, die durch ihre Gravitation in einem Haufen gebunden sind. Manchmal wird es auch als Begriff für eine Galaxie aus Milliarden von Sternen verwendet. Ich diskutiere das deswegen so ausführlich, weil ich in dieser Folge etwas über "hyperkompakte Sternensysteme" erzählen will. Und ich bin mir nicht sicher, ob es dieses Wort auf deutsch eigentlich gibt. Also schon, ich habe es ja gerade verwendet. Dabei aber nur den englischen Fachbegriff übersetzt und der lautet "hypercompact stellar system" oder kurz "HCSS". Und bevor sich jemand unter meiner Übersetzung von "stellar system" etwas falsches vorstellt, wollte ich die sprachlichen Probleme gleich zu Beginn klären. Andererseits wäre es auch überraschend, wenn jemand der oder die sich nicht beruflich damit beschäftigt, unter einem "hypercompact stellar system" überhaupt etwas vorstellen kann. Fangen wir also am Anfang an und das sind in diesem Fall supermassereiche schwarze Löcher. Die waren ja schon oft das Thema in den Sternengeschichten. Es geht um schwarze Löcher, die die millionfache oder viele hundert milliardenfache Masse unserer Sonne haben. Wir finden solche gewaltigen Objekte in den Zentren der Galaxien; auch im Zentrum unserer eigenen Milchstraße. Wir wissen noch nicht genau, wie diese enormen Himmelskörper entstehen. Ein kleines schwarzes Loch entsteht, wenn ein großer Stern am Ende seines Lebens unter seinem eigenen Gewicht kollabiert und immer dichter wird; so dicht, bis irgendwann so viel Masse auf so kleinem Raum zusammengedrängt ist, dass sich darum ein Ereignishorizont bildet. Bzw. nicht bildet, denn ein Ereignishorizont ist ja kein reales Ding, sondern einfach nur der Abstand zu einer Masse, bei dem die Anziehungskraft so groß geworden ist, dass man schneller als das Licht sein müsste, um sich wieder zu entfernen. Einem normalen Objekt, wie einem Stern, kann man gar nicht so nahe kommen, aber wenn die Masse enorm verdichtet wird, wird es möglich. Ein Stern KANN unter seiner eigenen Schwerkraft ausreichend stark verdichtet werden, sofern er groß genug ist. Es gibt aber nichts, was groß genug wäre, um zu einem supermassereichen schwarzen Loch zu kollabieren. Zumindest nichts, was wir kennen oder uns im Rahmen des derzeitigen Wissens über das Universum vorstellen können. Deswegen ist es ziemlich klar, dass bei der Entstehung der supermassereichen schwarzen Löcher Verschmelzungen eine Rolle spielen müssen. Wir wissen, dass Galaxien ständig wechselwirken. Sie ziehen einander an, sie kollidieren miteinander, sie verschmelzen zu neuen, größeren Galaxien und irgendwann kollidieren dann auch die jeweiligen supermassereichen schwarzen Löcher aus ihren Zentren. Wie das ganze angefangen hat und ob die gigantischen schwarzen Löcher wirklich durch zahllose Verschmelzungen kleinerer schwarzer Löcher entstanden sind, wissen wir nicht. Aber für diese Geschichte reicht es zu wissen, dass supermassereiche Löcher miteinander kollidieren. Wenn sie das tun, dann entstehen dabei Gravitationswellen. Darüber habe ich in Folge 184 genauer gesprochen, aber sehr vereinfacht gesagt: Wenn zwei Objekte mit Masse einander umkreisen, dann wird dabei die Raumzeit zum Wackeln gebracht. Die Objekte verlieren dabei Energie und kommen einander näher, bis sie irgendwann miteinander zusammenstoßen. Das gilt prinzipiell für alle Objekte, auch für mich, wenn ich jetzt aufstehen und um meinen Schreibtisch laufen würde. Aber die Gravitationswellen wären in dem Fall absurd winzig und ebenso mein Energieverlust. Seit 2015 können wir Gravitationswellen nachweisen, aber nur dann, wenn es sich um sehr massereiche Objekte handelt, die einander enorm schnell umkreisen, also bei schwarzen Löchern und Neutronensternen in den letzten Phasen ihrer Verschmelzung. Wenn zwei schwarze Löcher verschmelzen, dann gibt es sehr starke Gravitationswellen und am Ende bleibt ein neues schwarzes Loch mit größere Masse übrig. Es kann jetzt aber passieren, dass dieses schwarze Loch plötzlich mit enormer Geschwindigkeit davon saust. Das klingt seltsam und das würde eigentlich auch dem dritten Newtonschen Gesetz widersprechen. Das besagt ja, dass es für jede Kraft eine gleich große, entgegengesetzte Kraft geben müssen. Oder anders gesagt: Ein schwarzes Loch kann nicht einfach so aus dem Nichts losfliegen. Was in diesem Fall aber auch nicht passiert. Die Details sind ein wenig kompliziert, aber es läuft daraus hinaus, dass Gravitationswellen nicht unbedingt gleichmäßig in alle Richtungen abgegeben werden müssen. Und wenn das der Fall ist, dann kann eine Art Rückstoß entstehen, der das schwarze Loch, das sich bei der Verschmelzung gebildet hat, mit hoher Geschwindigkeit davon schleudert. Und "hoch" meint hier wirklich hoch: das Ding kann mit bis zu 5000 Kilometer pro Sekunde davon sausen, eventuell sogar noch schneller. Das ist auf jeden Fall schnell genug, um die Anziehungskraft der gesamten Masse der Galaxie zu überwinden, in der es sich befindet. Ein supermassereiches schwarzes Loch, das bei einer Verschmelzung entsteht, kann dabei also aus seiner Galaxie geworfen werden. Diesen Weg muss es dann aber nicht alleine gehen. Denn es war ja zuvor im Zentrum und da ist ja meistens sehr viel los. Das gilt auch bei Galaxien; hier stehen die Sterne sehr viel dichter als in den äußeren Bereichen und diese Sterne sausen mit hoher Geschwindigkeit um das schwarze Loch herum. Man kann sich das ein bisschen wie bei einem Stern vorstellen, der von seinen Planeten umkreist wird. Aber wirklich nur ein bisschen, denn so ein supermassereiches schwarzes Loch im Zentrum einer Galaxie wird unter Umständen von ein paar hunderttausend bis zu ein paar Millionen Sternen umkreist. Und von denen wird es viele auf seinem Weg hinaus aus der Galaxie mitnehmen. Nicht alle, aber alle, die sich gerade noch schnell genug um das Loch herum bewegen, um durch den Rückstoß nicht zurück gelassen zu werden. Wir haben jetzt also ein supermassereiche schwarzes Loch, das von tausenden Sternen umkreist wird und sich nicht innerhalb einer Galaxie sondern außerhalb davon befindet. Genau das ist ein "hyperkompaktes Sternensystem". Sternensystem, weil es - so wie ein Sternhaufen - ein System von Sternen ist, die eine Gruppe bilden. Und hyperkompakt, weil diese System sehr viel kompakter sind als solche Sternhaufen es typischerweise sind. Was wenig überraschend ist, denn hier sitzt ja auch ein schwarzes Loch mit gewaltiger Masse im Zentrum und zwingt die Sterne auf enge Umlaufbahnen. Die größten hyperkompakten Sternensysteme können circa 20 Parsec durchmessen, was circa 65 Lichtjahre sind und der Größe eines normalen Kugelsternhaufens entspricht. Die kleinsten wären nur so groß wie das Sonnensystem, nur eben mit sehr, sehr viel mehr Sternen. Das klingt alles sehr spannend und vermutlich wartet ihr darauf, dass ich euch jetzt erzähle, wo und wann man diese hyperkompakten Sternensysteme schon überall entdeckt hat. Die Antworten lauten: Nirgendwo und noch nicht. Ausgehend von theoretischen Überlegungen zum Gravitationswellenrückstoß hat man 2009 vorgeschlagen, dass es solche Systeme geben könnte. Aber sie sind nicht so einfach nachweisbar. Das schwarze Loch im Zentrum ist ja im wesentlichen unsichtbar und von außen sieht so ein hyperkompaktes Sternensystem aus wie ein normaler Sternhaufen; vielleicht etwas schwächer leuchtend. Um nachzuweisen, dass es sich um ein HCSS handelt, müsste man die Geschwindigkeit messen, mit der sich die Sterne um das Zentrum des Haufens bewegen und das ist zwar prinzipiell möglich. Aber es ist viel Arbeit und klappt auch nur bei ausreichend nahen Sternhaufen. Und bei denen wäre es uns aufgefallen, wenn in der Mitte ein Ding sitzt, dass ein paar millionen Mal so viel Masse hat wie die Sonne. Wir müssen die HCSS in fernen Galaxienhaufen suchen und schauen, ob da irgendwo zwischen den Galaxien ein kleiner Sternhaufen sitzt, der eigentlich kein echter Sternhaufen ist. Und WENN wir diesen Nachweis einmal schaffen, hätten wir damit auch gleich nachgewiesen, dass der Gravitationswellenrückstoß nicht nur eine theoretische Überlegung ist, sondern in der Realität auch wirklich vorkommt. Wir hätten gezeigt, dass supermassereiche schwarze Löcher nicht ausschließlich in den Zentren von Galaxien vorkommen können. Und wüssten einiges mehr, was die Entwicklung supermassereicher schwarzer Löcher und ihrer Galaxien angeht. Man kann also davon ausgehen, dass wir die Suche nach den hyperkompakten Sternensystemen nicht so schnell aufgeben.

14. Sternengeschichten Folge 545: Die Magnetfelder der inneren Planeten
    05.05., 07:0005.05.2023, 07:0000:13:28

    Der Dynamo muss laufen Sternengeschichten Folge 545: Die Magnetfelder der inneren Planeten Ich habe in den Sternengeschichten schon oft über Magnetismus und Magnetfelder gesprochen. Das ist wenig überraschend; immerhin ist der Elektromagnetismus ja eine der vier fundamentalen Grundkräfte des Universums. Es wäre eher überraschend, wenn Magnetfelder keine Rolle in der Astronomie spielen würden. Das tun sie aber; zum Beispiel wenn es darum geht zu verstehen, wie die Sonne funktioniert. Oder wenn wir verstehen wollen, was einen Planeten lebensfreundlich macht. Magnetfelder verraten uns was bei schwarzen Löchern passiert, welche Eigenschaften die Sterne haben, und so weiter. In der heutigen Folge wollen wir uns aber die Magnetfelder der Himmelskörper im Sonnensystem anschauen. Eigentlich müssten wir dazu mit der Sonne anfangen. Sie hat ein enormes Magnetfeld das sich weit über die Ausdehnung unseres Sterns hinaus erstreckt. Auch die Erde liegt noch im Magnetfeld der Sonne - aber dieses interplanetare Magnetfeld und die diversen elektromagnetischen Effekte die die Sonne verursacht wären zu umfangreich; das braucht irgendwann mal eine eigene Folge. Schauen wir uns stattdessen zuerst die Magnetfelder der Planeten an und als erstes das der Erde. Immerhin ist das der Himmelskörper, den wir am besten kennen. In erster Näherung kann man sich das Erdmagnetfeld so vorstellen wie das Magnetfeld, das ein ganz normaler Stabmagnet verursacht. Also so ein Ding, dass man sicherlich auch im Schulunterricht schon gesehen hat; ein magnetisches Stück Metall, mit einem Nordpol und einem Südpol. Die Linien des Magnetfeldes laufen vom Nordpol zum Südpol (oder umgekehrt, je nachdem wie man es sehen will). An diesen Magnetfeldlinien richtet sich zum Beispiel auch die Nadel eines Kompass aus, was der Grund dafür ist, dass man so ein Ding benutzen kann, um heraus zu finden, wo Norden ist. Jetzt steckt im Inneren der Erde aber natürlich kein gigantischer Stabmagnet. Dafür aber eine gigantische Kugel aus Eisen. Unser Planet hat einen Kern aus Eisen mit einem Durchmesser von 7000 Kilometern - was übrigens deutlich größer ist als unser Mond! Im Kern der Erde ist es heiß; so heiß, dass das Eisen flüssig ist. Noch weiter innen ist es zwar noch heißer; dort ist aber auch der Druck sehr viel höher und das Eisen ist deswegen fest. Dieser Unterschied ist wichtig, denn nur weil der äußere Erdkern flüssig ist, hat die Erde das Magnetfeld, dass sie hat. Der äußere Kern ist aber nicht nur flüssig, sondern auch in Bewegung. Natürlich dreht sich sowieso alles im Kreis, weil die Erde sich um ihre Achse dreht. Das flüssige Eisen wabert aber auch vor sich, so wie Wasser in einem Kochtopf. Nah am inneren, festen Kern ist das flüssige Eisen am heißesten und hat dadurch auch eine geringere Dichte als das kühlere Eisen das darüber liegt. Das heiße Eisen steigt also auf, kühlt dabei ab, wird dichter und fängt wieder an, nach unten zu sinken. Es sind also Temperatur- und Dichteunterschiede die diese "Konvektion" verursachen. Verstärkt wird der Effekt, weil der Erdkern insgesamt im Laufe der Zeit abkühlt. Es wird also immer ein bisschen des flüssigen Eisens fest; es kristallisiert aus, wenn es auf den festen, inneren Kern trifft. Der innere Kern wird also immer größer und gleichzeitig wird bei der Kristallisation von flüssigem zu festen Eisen auch ein wenig Wärme frei. Diese Wärme treibt die vorhin beschriebene Konvektion zusätzlich an. Genau genommen ist die Sache noch ein wenig komplizierter. Der Kern der Erde besteht zwar hauptsächlich, aber nicht komplett aus Eisen. Aus dem festen inneren Kern können sich chemische Elemente wie Sauerstoff oder Schwefel lösen, die leichter sind als das Eisen und dann ebenfalls nach oben durch den flüssigen Kern steigen. Dass der Kern der Erde nach den 4,5 Milliarden Jahren die seit der Entstehung unseres Planeten schon vergangen sind, noch nicht komplett ausgekühlt ist, liegt unter anderem an den radioaktiven Elementen, die sich auch im Erdinneren befinden und die bei ihrem Zerfall ebenfalls Wärme freisetzen, wie ich schon in Folge 143 ein wenig ausführlicher erklärt habe. Und ich habe deswegen jetzt so ausführlich erklärt, wie und warum sich das Eisen im Kern der Erde bewegt, weil das zentral für die Entstehung planetarer Magnetfelder ist. Der äußere Kern der Erde ist eine elektrisch leitende Flüssigkeit die in ständiger Bewegung ist. Eine Bewegung, die übrigens noch sehr viel komplexer ist, als ich es vorhin erklärt habe. Das flüssige Eisen steigt nicht nur einfach nach oben und sinkt wieder nach unten. Durch die Drehung der Erde um ihre Achse wird das ganze noch quasi verzwirbelt, die Ströme aus Eisen werden verdreht und sehen eher aus wie Schraubenlinien und dann kommt noch ein Haufen chaotischer Effekte dazu. Und wie kriegt die Erde jetzt ihr Magnetfeld? Am Anfang, als die Erde entstanden ist, muss sie schon irgendeine Art von Magnetfeld gehabt haben. Nicht so stark wie heute; auch nicht so umfassend wie jetzt. Vielleicht gab es nur kleine magnetische Regionen im Erdinnern, aus Material das noch von der Entstehungsphase her magnetisiert war, durch das Magnetfeld der Sonne oder sonst irgendwie. So oder so: Im Inneren der Erde gab es flüssiges Eisen, das sich bewegt hat. Ein elektrischer Leiter, was die Flüssigkeit ja ist, der sich durch ein Magnetfeld bewegt, erzeugt einen elektrischen Strom. Und Strom erzeugt ein Magnetfeld - Magnetismus und Elektrizität sind ja nur zwei Arten, wie man das selbe Phänomen - den Elektromagnetismus - betrachten kann. Wenn alles vernünftig zusammenpasst, dann kann sich das anfangs kleine Magnetfeld auf diese Weise selbst verstärken, immer stärker werden und am Ende ein stabiles, sich selbst aufrechterhaltendes Magnetfeld entstehen. Das nennt sich "Geodynamo" und ist das gleiche grundlegende Prinzip mit dem auch ein Fahrraddynamo Strom erzeugt. Bei der Erde funktioniert das recht gut, wie wir wissen, und es gut, dass es gut funktioniert, denn das Magnetfeld schützt uns vor der kosmischen Strahlung aus dem Weltall. Aber wie sieht es mit den anderen Planeten im Sonnensystem aus? Fangen wir ganz innen an, beim Merkur. Der kleinste Planet besitzt ebenfalls ein Magnetfeld, auch wenn es nur sehr schwach ist; 150 mal schwächer als das der Erde. Eigentlich hat auch der Merkur einen Kern aus Eisen mit einem Mantel aus Gestein, der darüber liegt. Und auch dort sollte - vereinfacht gesagt - der selbe Prozess ablaufen, der das Magnetfeld der Erde erzeugt. Warum das Magnetfeld des Merkurs trotzdem so schwach ist, ist noch nicht restlos geklärt. Es könnte mit seiner Nähe zur Sonne zu tun haben. Die Sonne schleudert ja ständig geladene Teilchen aus ihren äußeren Schichten hinaus ins All. Dieser "Sonnenwind" transportiert auch einen Teil des Sonnenmagnetfeldes weit hinaus ins All. Merkur sitzt da quasi mittendrin und die Wechselwirkung zwischen dem Sonnenwind und dem Magnetfeld des Merkur könnte elektrische Ströme in seinem Kern erzeugen, die dort den Dynamoprozess abschwächen. Der nächste Planet ist die Venus. Sie wird oft als Zwilling der Erde bezeichnet, weil sie ungefähr gleich groß und schwer ist. Aber sie hat kein eigenes Magnetfeld. Grund dafür ist vermutlich die extrem langsame Rotation des Planeten. Die Erde schafft eine Drehung um ihre Achse in 24 Stunden, die Venus braucht dafür 243 Tage. Das ist zu langsam, um das flüssige Innere ihres Kerns vernünftig zum Strömen zu bekommen. Die Venus hat allerdings ein - sehr schwaches - externes Magnetfeld. Auch hier ist der Sonnenwind verantwortlich: In der äußeren Schicht der Venusatmosphäre befinden sich jede Menge elektrisch geladene Teilchen. Wenn die ebenfalls elektrisch geladenen Teilchen des Sonnenwinds darauf treffen, entsteht ein Magnetfeld, dass den ganzen Planeten umgibt. Über die Erde haben wir schon gesprochen; als nächstes kommt der Mars an die Reihe. Auch er hat kein Magnetfeld und der Hauptgrund dafür ist seine Größe. Der Mars ist sehr viel kleiner als die Erde. Er hat zwar einen Kern aus flüssigem Eisen und auch dort hat anfangs der Dynamoeffekt ein Magnetfeld erzeugt. Wir wissen, dass der Mars früher ein vergleichsweise starkes Magnetfeld gehabt hat. Der Mars ist aber zu klein, um einen festen Eisenkern zu haben; der Druck reicht dafür nicht aus. Und weil der Mars kleiner ist, hat er auch nicht so viele radioaktive Elemente, die Wärme liefern können und ist schneller ausgekühlt. Es war dann umgekehrt wie bei der Erde: Beim Mars ist der äußere Kern fest geworden und der innere blieb flüssig. Auf diese Weise können die für einen Dynamo nötigen Konvektionsströmungen aber nicht weiterlaufen und das Magnetfeld ist verschwunden. Und mit ihm dann auch die Atmosphäre, weil die jetzt nicht mehr vor dem Sonnenwind geschützt war. Die geladenen Teilchen der Sonne haben die Moleküle der Marsatmosphäre quasi vom Planeten weggeschubst und deswegen ist der Mars heute so lebensfeindlich, wie er ist. Ein bisschen Magnetfeld gibt es dort auch noch, aber das entsteht wieder extern, so wie bei der Venus, wenn der Sonnenwind mit dem kleinen Rest an Atmosphäre wechselwirkt, die der Mars noch hat. Damit haben wir die inneren Planeten durch; die großen Gasplaneten des Sonnensystems haben allesamt starke Magnetfelder. Sie entstehen aber ein wenig anders als das der Erde und es gibt jede Menge interessante Phänomene, die wir bei den inneren Planeten nicht finden. Die Magnetfelder der äußeren Planeten schauen wir uns in einer anderen Folge an, aber wir werfen zum Abschluss noch einen kurzen Blick auf die Monde. Der Erdmond hat heute kein eigenes Magnetfeld. Sein früher flüssiger Kern ist schon längst ausgekühlt und fest geworden. Wie es früher war, können wir noch nicht abschließend sagen. Es kann sein, dass er für kurze Zeit ein eigenes Magnetfeld gehabt hat. Darauf weisen magnetische Spuren hin, die wir im Mondgestein gefunden haben. Aber es gibt auch Mondgestein, das diese Spuren nicht aufweist. Vielleicht war der Mond also auch nur zum Teil mit Magnetfeldern ausgestattet, die externe Ursachen hatten. Einschläge von Meteoriten können zum Beispiel Gestein pulverisieren und ionisieren, wodurch lokale Magnetfelder entstehen können. Bleibt noch ein weiterer großer Himmelskörper mit Magnetfeld: Der Jupitermond Ganymed; der größte Mond des Sonnensystems, größer als Merkur und sehr viel größer als der Erdmond. Über ihn habe ich in Folge 541 ausführlich gesprochen. Sein Magnetfeld wurde 1996 durch die Raumsonde Galileo entdeckt. Wie genau es entsteht, wissen wir noch nicht. Sein Kern ist auf jeden Fall klein und man rechnet dort eher nicht mit flüssigem Eisen. Aber vielleicht ist da ja doch noch ein bisschen was; auf jeden Fall aber gibt es unter seiner gefrorenen Oberfläche einen Ozean aus flüssigem Wasser. Salzwasser, das ebenfalls eine elektrisch leitfähige Flüssigkeit ist. Und dann bewegt sich Ganymed ja mitten durch das extrem starke Magnetfeld des Jupiter, was definitiv einen Einfluss hat. Aber über die magnetischen Phänomene der Gasplaneten wollte ich ja in einer anderen Folge sprechen. Lassen wir den Jupitermond also beiseite und halten wir fest: Die Erde ist ein ganz besonderer Ort, auf jeden Fall in unserem Sonnensystem. Sie ist der einzige Planet mit fester Oberfläche und einem starken Magnetfeld. Und sie ist der einzige Planet, auf dem Leben existieren kann. Das die beiden Phänomene zusammenhängen, sollte nach dieser Folge keine Überraschung mehr sein.

15. Sternengeschichten Folge 544: Dunkle Supernova
    28.04., 07:0028.04.2023, 07:0000:13:58

    Explosive Dunkelheit Sternengeschichten Folge 544: Dunkle Supernova Wenn ein großer Stern am Ende seines Lebens explodiert, dann nennt man das "Supernova". Solche Ereignisse gehören zu den gewaltigsten Explosionen die das Universum zu bieten hat. So gewaltig, dass so ein sterbender Stern für kurze Zeit die Leuchtkraft einer ganzen Galaxie voll mit hunderten Milliarden Sternen übertreffen kann. So hell, dass wir eine Supernova noch in Millionen Lichtjahren Entfernung sehen können. Schon der Name sagt, dass es sich um etwas extrem Helles handeln muss: "Nova" heißt "neu" und als man das erste Mal eine Supernova gesehen hat, dachte man, es handelt sich um einen neuen Stern. Verständlicherweise, denn wenn eine Supernova ausreichend nahe stattfindet, dann sieht es wirklich so aus, als würde plötzlich ein neuer Stern am Himmel aufleuchten. Heute wissen wir, dass es sich nicht um die Geburt eines Sterns handelt, sondern um seinen Tod. Und vielleicht gibt es auch dunkle Supernova-Explosionen. Das klingt seltsam. Ich habe ja gerade erklärt, dass so eine Supernova extrem hell ist. Und jetzt rede ich auf einmal vom Gegenteil, einer "dunklen Supernova". Um zu verstehen, was damit gemeint ist, müssen wir uns zuerst mal ein wenig im Detail ansehen, was bei einer Supernova überhaupt passiert. Warum explodiert ein Stern einfach, wenn er am Ende seines Lebens angelangt ist? Was heißt das eigentlich: "am Ende seines Lebens"? Natürlich sind Sterne nicht lebendig, das ist klar. Aber die Metapher von Geburt, Leben und Tod passt recht gut zu dem, was im Laufe der Zeit mit einem Stern passiert. Ich werde jetzt nicht alle Prozesse durchgehen, von der Sternentstehung, über die Sternentwicklung und so weiter - das habe ich in anderen Folgen schon ausführlich getan. Für jetzt reicht es zu wissen, dass im Inneren eines Sterns so extreme Temperaturen und Dichten herrschen, dass dort Wasserstoffatome zu Heliumatomen fusioniert werden. Bei diesen Kernreaktionen wird Energie frei und die bringt den Stern zum Leuchten. Nicht nur das, die aus dem Kern des Sterns nach außen strahlenden Lichtteilchen üben auch einen Druck auf die Materie des Sterns aus, der der Gravitationskraft entgegenwirkt, unter der der Stern eigentlich in sich zusammen fallen will. Auch das hab ich schon oft erzählt. Irgendwann hat der Stern aber keine Atome mehr im Kern, die er fusionieren kann. Dann fällt er unter seinem eigenen Gewicht in sich zusammen. Bei diesem Kollaps finden weitere Kernreaktionen statt, bei denen Neutrinos entstehen. Neutrinos entstehen auch so, als Nebenprodukt der normalen Kernfusion. Und weil diese Elementarteilchen so gut wie gar nicht mit andere Materie wechselwirken, können sie normalerweise auch einfach so aus dem Inneren eines Sterns ins All hinaus sausen. Unsere Sonne produziert in jeder Sekunde unzählige Neutrinos, die mit annähernd Lichtgeschwindigkeit durch das Sonnensystem fliegen und dabei zum Beispiel auch mitten durch die Erde hindurch - oder uns Menschen hindurch sausen. Wir sind für die Neutrinos quasi gar nicht da, wir sind weniger als Luft für sie. Wie gesagt, so ist es normalerweise. Wenn jetzt aber ein Stern kollabiert, weil die Fusion in seinem Innerem zum Erliegen gekommen ist, dann ändert sich die Lage. Zuerst einmal werden bei den Kernreaktionen die während des Kollaps stattfinden, sehr viel mehr Neutrinos erzeugt. Und dann wird das Innere des Sterns durch den Kollaps auch sehr viel dichter. Das bedeutet, dass die Neutrinos nicht mehr ganz so einfach nach draußen kommen. Sie wechselwirken zwar so gut wie gar nicht mit anderer Materie, aber ein klein wenig eben schon. Und wenn sie sich irgendwo aufhalten, wo die Materie wirklich extrem dicht ist, spüren das auch die Neutrinos. Irgendwann wird die Dichte so groß, dass die Neutrinos mehr oder weniger gefangen sind. Und irgendwann wird auch der Kollaps langsamer, weil die Dichte zu groß wird. Die nach innen fallenden Schichten des Sterns prallen auf den dichten Kern, der schon so dicht ist, wie es nur geht und es entsteht eine Druckwelle, die am Kern wieder nach außen reflektiert wird. Das ist jetzt der Moment, den man als Start der Supernova-Explosion bezeichnen kann. Die nach außen rasende Druckwelle komprimiert und erhitzt die Gasschichten des Sterns und die Neutrinos, die jetzt ebenfalls nach außen gelangen können, sorgen bei der Wechselwirkung mit dem dichten Material für eine zusätzliche Erhitzung und Beschleunigung der Expansion des Sterns. Oder anders gesagt: Der Stern explodiert. Das, was danach übrig bleibt ist nur der extrem dichte Rest des Sternenkerns, je nach Masse ein Neutronenstern oder schwarzes Loch. Das war jetzt natürlich eine sehr stark vereinfachte Beschreibung der Vorgänge. Das alles läuft auch extrem schnell ab, der Kollaps des Kerns dauert nur Sekundenbruchteile. Aber das ist, mehr oder weniger, dass, was die Astronomie unter einer "Kernkollapsupernova" versteht. Nicht jeder Stern endet so; er muss dafür ausreichend viel Masse haben. Nur wenn beim Kollaps von außen ausreichend viel Masse nach innen fällt und den Kern ausreichend stark verdichtet, reicht es für eine Supernovaexplosion. Mindestens die achtfache Masse der Sonne sollte ein Stern haben, wenn eine Supernova daraus werden soll. Unsere Sonne wird am Ende ihres Lebens zu einem roten Riesen. Die massereicheren Sterne werden Rote Überriesen. In beiden Fällen bedeutet das vorerst, dass ein Stern in den letzten Phasen seines Lebens immer heißer wird. Das liegt daran, dass am Schluss nicht mehr Wasserstoff zu Helium fusioniert wird, sondern Helium und andere Atome den Brennstoff für die Fusion stellen und dabei mehr Energie freigesetzt wird, die dafür sorgt, dass sich der Stern aufbläht. Bei der Sonne werden die äußeren Schichten hinaus ins All gepustet, bis nur noch der innere Kern übrig bleibt, ein weißer Zwergstern, der dann nur noch abkühlt. Bei massereicheren Sternen ist die Ausdehnung sehr viel größer. Würde man einen roten Überriesen dorthin setzen, wo sich die Sonne befindet, dann würde alles bis circa inklusive der Umlaufbahn des Jupiters darin verschwinden. Diese roten Überriesen sind es dann, deren Kern kollabiert und die zu einer Supernova werden. Es gibt da allerdings ein Problem. Das sogenannte "Rote Überriesen Problem". Wenn man schaut, welche Sterne zu Supernovae werden, dann sind das vor allem die, die eine Masse vom 8 bis zum 17fachen der Sonnenmasse haben. Aber was ist mit den noch größeren Sternen? Die sollten ja noch größere rote Überriesen werden und damit noch besser zu sehen sein. Aber bei den Supernova-Explosionen die wir bisher beobachtet haben, findet man so gut wie keine Vorläufersterne, die mehr als das 17fache der Sonnenmasse haben. Was passiert hier? Die Vermutung: Solche Sterne beenden ihr Leben nicht bei einer Supernova, sondern einer "fehlgeschlagenen Supernova", wahlweise auch "Un-Nova" oder "dunkle Supernova" genannt. Vereinfacht gesagt: Ein Stern implodiert einfach; er fällt in sich zusammen und kollabiert direkt zu einem schwarzen Loch, ohne große Explosion, die wochenlang extrem hell leuchtet und von uns beobachtet werden kann. Das kann man natürlich jetzt mal so vermuten - aber warum sollten manche Sterne explodieren und andere implodieren? Für eine mögliche Erklärung müssen wir wieder auf die Kernreaktionen im Inneren des Sterns schauen. Im Normalzustand wird Wasserstoff zu Helium fusioniert, das habe ich schon erwähnt. Wenn der Wasserstoff im Kern alle ist, dann kann ein Stern auch Heliumatome miteinander verschmelzen und dabei entstehen Kohlenstoff- und Sauerstoffatome. Bei kleinen Sternen wie unserer Sonne ist dann Schluss, größere Sterne können noch mehr Druck auf ihren Kern aufbauen; noch höhere Temperaturen erzeugen und dann auch noch die Kohlenstoff- und Sauerstoffatome fusionieren lassen. Dabei entstehen dann Atome wie Magnesium, Neon oder Natrium. Wir konzentrieren uns auf den Kohlenstoff: Der fusioniert bei so hohen Temperaturen, dass die bei der Fusion erzeugten Photonen auch eine enorm hohe Energie haben. So hoch, dass sie diese Energie spontan in Paare von Elektronen und Positronen umwandeln können. Ein Positron ist das Antiteilchen des Elektrons und Materie und Antimaterie löschen sich natürlich sofort wieder gegenseitig aus. Dabei entstehen wieder hochenergetische Photonen, aber auch Neutrinos und Antineutrinos, die - wie vorhin beschrieben - aus dem Stern hinaus sausen, und dabei auch Energie nach außen transportieren. Diese Energie fehlt dem Stern und er hält typischerweise nur noch ein paar tausend Jahre durch, bevor der Kernkollaps einsetzt. Jetzt wird es interessant: Wie lange die Phase der Kohlenstofffusion dauert, hängt von der Masse des Sterns ab. Bei Sternen mit geringerer Masse findet die Fusion konvektiv statt. Das heißt, dass der Kohlenstoff im Kern sich ständig durchmischt. So wie kochendes Wasser im Topf brodelt: Heißes Wasser steigt von unten auf, dafür sinkt kühleres von oben nach unten. Durch die Konvektion kommt frischer Kohlenstoff von außen nach innen und der Stern kann mehr Kohlenstoff fusionieren. Aber dadurch entstehen auch mehr Neutrinos, die Energie nach außen transportieren. Wegen dieses Energieverlusts fällt der Kern des Sterns immer weiter in sich zusammen und wird sehr kompakt. Danach setzen die Prozesse ein, die ich vorhin beschrieben habe: Es gibt eine Schockwelle, der Stern expandiert explosiv und es gibt eine Supernova. Wenn jetzt aber ein Stern eine größere Masse hat, dann findet die Kohlenstofffusion nicht konvektiv statt. Es kommt weniger frischer Kohlenstoff von außen in den Kern; die Fusion endet früher und es gibt weniger Verluste durch die Neutrinos. Der Kern ist nicht so kompakt; ist größer als im anderen Fall und außen um diesen Kern sind noch dichte Schichten aus Kohlenstoff und anderen Atomen. Wenn der Kern jetzt kollabiert, dann wird die Schockwelle - sehr vereinfacht - von diesen Schichten um den Kern herum aufgefangen. Das ganze Gas fällt nach innen, auf den sowieso schon dichten Kern. Es gibt keine Supernovaexplosion und der übergroße Kern hat eine so hohe Dichte erreicht, dass er sofort zu einem schwarzen Loch kollabiert. Man kann ausrechnen, wo die Grenze der Ausgangsmasse liegt, bei der so etwas passiert: Circa 19 Sonnenmassen, was einigermaßen gut zu dem passt, was man beim "Roten Überriesen Problem" beobachtet hat. Fassen wir alles noch einmal zusammen: Sterne mit ausreichend großer Masse - mindestens dem achtfachen der Sonnenmasse - beenden ihr Leben mit einer Supernova-Explosion. Wenn ein Stern aber zu viel Masse hat - circa das 17 bis 19fache der Sonnenmasse - dann sorgen die Kernreaktionen in der Endphase seines Lebens dafür, dass er nicht explodiert, sondern implodiert und direkt zu einem schwarzen Loch wird. Dabei wird keine oder höchstens sehr wenig Strahlung frei und wir sehen keine extrem helle Supernova-Explosion sondern - ja: Nichts. Eine dunkle Supernova eben. Ob das wirklich so ist, wissen wir noch nicht. Supernova-Explosionen sind leicht zu beobachten. Aber dunkle Supernovae eben leider nicht. Es gab schon Fälle, wo man einen roten Überriesen verschwinden sehen hat. Auf der einen Aufnahme war er noch zu sehen; auf einer anderen, die später gemacht wurde, war er weg. Spuren von einer Supernova waren nicht zu finden - aber ein Beweis ist das leider noch nicht. Vielleicht haben wir die Supernova einfach übersehen; es wird ja nicht jeder Bereich des Himmels ständig fotografiert. Wir brauchen mehr Daten; müssen mehr rote Riesensterne finden, die einfach so vom Himmel verschwinden bevor wir uns sicher sein können, dass dunkle Supernovae wirklich existieren. Aber es ist auf jeden Fall eine faszinierende Vorstellung: Die größten und hellsten Sterne des Universums, in deren Inneren am Ende ihres Lebens unvorstellbare Energien frei werden, verschwinden einfach so. So, als würde einfach jemand das Licht ausmachen…

16. Sternengeschichten Folge 543: Die Ringe des Uranus
    21.04., 07:0021.04.2023, 07:0000:12:41

    Der andere Herr der Ringe Sternengeschichten Folge 543: Die Ringe des Uranus Wenn man an die Ringe eines Planeten denkt, kann man kaum anders, als sich Saturn mit seinem gewaltige Ringsystem vorzustellen. Schon in vergleichsweise kleinen Teleskopen man die Ringe erkennen und spätestens seit die Raumsonde Cassini im Jahr 2004 im Saturnsystem angekommen ist und es in den folgenden Jahren intensiv erforscht hat, haben wir spektakuläre Nahaufnahmen der unzähligen Ringe. Saturn ist der "Herr der Ringe", wir können dort eine faszinierend komplexe Dynamik zwischen Ringen, Monden und Planet beobachten. Aber so spannend Saturn ist - auch andere Planeten haben Ringe. Ich habe in Folge 36 einen kurzen Überblick über die planetaren Ringe gegeben und erwähnt, dass alle vier Gasplaneten solche Ringsysteme besitzen. Keines davon ist so enorm wie das von Saturn. Jupiter und Neptun haben zwar Ringe, aber die sind eher unscheinbar und rudimentär. Die Ringe des Uranus dagegen sind deutlich komplizierter. Wir finden dort nicht die Komplexität wie bei Saturn, aber es passiert sehr viel mehr als bei den wenigen und dünnen Ringen von Jupiter und Neptun. Also werfen wir heute einen Blick auf das Ringsystem des Uranus. Entdeckt hat den Planeten bekanntlich der britische Astronom Wilhelm Herschel im Jahr 1781. Es war das erste Mal überhaupt, dass ein Mensch einen neuen Planeten des Sonnensystems entdeckt hat. Herschel war ein großartiger Beobachter und seine selbstgebauten Teleskope waren die größten und besten ihrer Zeit. Und natürlich hat Herschel den Uranus weiterhin beobachtet. Er hat dort Monde gefunden - und vielleicht auch als erster die Ringe gesehen. Bis vor einiger Zeit hat man die Entdeckung der Uranusringe ins Jahr 1977 gelegt - davon erzähle ich später noch mehr. Aber auch früher war schon bekannt, dass Herschel am 22. Februar 1789 folgenden Satz in sein Beobachtungsbuch geschrieben hat: "Verdacht auf einen Ring". Der verdächtige Planet war Uranus; Herschel hat auch noch eine Zeichnung hinzugefügt und angemerkt, dass der Ring ein wenig rötlich ausgesehen habe. Die Beobachtung wurde 1797 auch in einer Fachzeitschrift veröffentlicht, aber in den folgenden Jahren und Jahrzehnten nicht sonderlich ernst genommen. Man war skeptisch, ob Herschel wirklich in der Lage gewesen ist, Ringe bei Uranus zu beobachten und vor allem verwundert darüber, dass niemand anderes seine Beobachtung bestätigt hat. Deswegen galt der 10. März 1977 als offizielle Entdeckung der Uranusringe. Damals nutzten die Astronomen James Elliot, Edward Dunham und Douglas Mink das "Kuiper Airbone Observatory"; ein Teleskop, das in einem Flugzeug montiert war und mit dem man hoch hinauf und weit über einen großen Teil der störenden Erdatmosphäre fliegen konnte. Die drei waren daran interessiert eine andere Atmosphäre zu beobachten, nämlich die des Uranus. Sie wussten, dass an diesem Tag der Stern SAO 158687 von Uranus bedeckt wird. In dem kurzen Moment, bevor sich Uranus vor den Stern schiebt, leuchtet ein bisschen Sternenlicht durch die äußeren Schichten der Atmosphäre hindurch und die Analyse dieses Lichts erlaubt es, ein paar Eigenschaften wie die Zusammensetzung der Atmosphäre zu bestimmen. Bei der Beobachtung machten die drei Astronomen allerdings eine überraschende Entdeckung: Kurz bevor es zur Bedeckung kam, verschwand der Stern für einen winzigen Augenblick. Danach nochmal. Und nochmal. Insgesamt fünfmal ist der Stern verschwunden und wieder aufgetaucht bevor er vom Planeten endgültig bedeckt wurde. Und nach Ende der Bedeckung fand das gleiche Spiel nochmal statt: Fünfmal ein kurzes Blinken, bevor alles wieder normal war. Die Schlussfolgerung war klar: Uranus ist von mindestens fünf Ringen umgeben, und jeder davon hat einmal kurz den Stern verdeckt, bevor sich der ganze Uranus vor ihn geschoben hat. Die Ringe wurde den mit griechischen Buchstaben α, β, γ, δ und ε bezeichnet und so heißen sie heute auch noch. Wieder zurück zu Herschel: 2007 nahm man sich seine Aufzeichnungen nochmal genau vor. Man konnte zeigen, dass ein Ring des Uranus damals tatsächlich genau so zu sehen war, wie Herschel ihn gezeichnet hatte. Und man wusste mittlerweile auch, dass dieser Ring leicht rötlich leuchtet. Es ist also nicht unmöglich, dass Herschel im Jahr 1789 wirklich als erste einen Uranus-Ring gesehen hat. Aber warum gerade er und danach niemand mehr bis 1977? Das weiß man nicht, aber manche vermuten, dass die gerade einsetzende industrielle Revolution die Luft immer mehr verschmutzt hat, so dass der sowieso schon kaum sichtbare Ring gar nicht mehr zu sehen war. So oder so: Mittlerweile wissen wir, dass der Uranus Ringe hat und das ohne jeden Zweifel. Wir wissen auch, dass es mehr als die fünf Ringe sind, die 1977 entdeckt worden sind. Wenn man sie nach ihrem Abstand vom Planeten aus ordnet, angefangen beim planetennächsten Ring, dann heißen sie: 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν und μ. Das klingt ein wenig durcheinander, aber das hat mit den weiteren Entdeckungen zu tun. Elliot, Dunham und Mink, die die ersten fünf Ringe fanden, haben danach noch vier weitere entdeckt. Einer lag zwischen den Ringen Beta und Gamma und wurde Eta genannt und drei lagen noch innerhalb des Alpha-Rings und wurden mit den Zahlen 4, 5 und 6 bezeichnet. Was daran lag, dass man wieder Sternbedeckungen beobachtete und die potenziellen Bedeckungen des Sterns durch Ringe mit Zahlen nummeriert hat. Aber nur die Ereignisse mit den Nummern 4, 5 und 6 stellten sich tatsächlich als durch Ringe verursacht heraus. Im Jahr 1986 kam dann die Raumsonde Voyager 2 als erste Raumsonde am Uranus vorbei und machte nicht nur die ersten Bilder der Ringe, sondern entdeckte auch zwei neue, die mit Lambda und mit 1986U2R/ζ bezeichnet wurden. Diesen komischen Namen hat der Ring, weil der von Voyager entdeckte Ring 1986U2R genannt wurde. Später wurde bei Beobachtungen von der Erde aus ein weiterer Ring gefunden, den man Zeta-Ring nannte und vorerst für einen eigenständigen Ring gehalten hat. Erst später hat man dann gemerkt, dass es eigentlich zweimal derselbe Ringe war. Und dann war da noch das Hubble-Weltraumteleskop, dass 2003 und 2005 noch zwei Ringe gefunden hat, außerhalb all der anderen Ringe und die haben die Bezeichnungen Nu und Mu bekommen. Na ja - man kann darüber streiten, ob man die Namen der Ringe nicht ein bisschen vernünftiger sortieren hätte können. Aber so heißen nun eben jetzt und wir schauen ein wenig, was da eigentlich passiert in diesen 13 Ringen. Man kann sie grob in drei Gruppen teilen: Die neun Ringe 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, ε werden als die "Hauptringe" bezeichnet. Sie sind sehr schmal und nur ein paar Kilometer breit. Der hellste und breiteste ist der Epsilon-Ring. Von ihm kommen alleine schon zwei Drittel des Lichts, das das gesamte Ringsystem reflektiert. Die Helligkeit des Rings schwankt allerdings, was daran liegt, dass der Ring nicht überall gleich breit ist - die Ringweite schwankt zwischen 20 und fast 100 Kilometer. Seine Dicke ist aber höchstens 150 Meter. Die Teilchen aus denen der Epsilon-Ring - und die anderen Hauptringe bestehen - sind sehr dunkel und wir wissen tatsächlich noch nicht, woraus sie genau bestehen. Nicht aus reinem Eis, wie es beim Saturn im Allgemeinen der Fall ist. Vermutlich bestehen sie aus einer Mischung von Eis und anderem Zeug, aber was das genau ist, wissen wir nicht. Vermutlich Moleküle die aus der Atmosphäre des Uranus stammen. Der Delta-, der Gamma-, der Eta-, der Alpha- und der Beta-Ring sind nur weniger als ca 10 Kilometer breit und die innersten Hauptringe 6, 5 und 4 sind noch schmaler. Zwischen den Ringteilchen der Hauptringe gibt es auch mal mehr und mal weniger Staubteilchen, aber nicht so viele wie im Lambda und im 1986U2R/ζ-Ring. Sie bilden die zweite Ringruppe, die "Staubringe". Sie bestehen vor allem aus Staub mit einer Größe von ein paar Mikrometern. Gruppe Nummer 3 wird von Mu und Nu gebildet, die "Außenringe". Im Vergleich zu den inneren Ringen sind sie enorm breit, zwischen 17.000 und 3.800 Kilometer. Sie bestehen vermutlich fast vollständig aus Staubteilchen, was auch ihre rote Färbung erklärt. Jetzt wäre es natürlich noch interessant zu wissen, wie diese Ringe entstanden sind. Aber auch da wissen wir noch viel zu wenig. Wir wissen, dass sie vergleichsweise jung sind. Und eigentlich sollten sie gar nicht da sein. Denn normalerweise sollten sich Ringe dieser Art im Laufe der Zeit einfach verflüchtigen. Die kleinen Teilchen verteilen sich immer weiter, die Ringe werden breiter und dünner und sind irgendwann weg. Es muss einen Mechanismus geben, der dafür sorgt dass das nicht geschieht. Beim Saturn ist das zum Beispiel der Einfluss der vielen Saturnmonde, die mit ihrer Gravitationskraft dafür sorgen, dass die Ringe da bleiben wo sie sind. Solche "Schäfermonde", die die Ringteilchen an der Ausbreitung hindern, sollte auch der Uranus haben. Und er hat ja auch Monde, aber keine, die an der richtigen Position sind. Oder besser gesagt: Fast keine. 1986 hat man die kleinen Monde Cordelia und Ophelia entdeckt, die den hellen Epsilon-Ring quasi bewachen. Die Details des Mechanismus überspringe ich jetzt, aber es geht um die Übertragung von Drehimpuls von den Monden auf die Ringteilchen, was dafür sorgt, dass der Ring stabil bleibt, die beiden Monde aber immer weiter auseinander wandern. Aus dem aktuellen Abstand der Monde kann man also abschätzen, wie alt die Ringe circa sind: 600 Millionen Jahre höchstens, was wenig ist angesichts des Alters des Sonnensystems von 4,5 Milliarden Jahren. Bei den anderen Ringen hat man keine Schäfermonde gefunden; wir wissen auch noch nicht, wie sie genau entstanden sind. Es liegt nahe, dass die Teilchen von zerbrochenen Monden stammen, die dem Uranus zu nahe gekommen sind und Kollisionen zwischen Bruchstücken immer kleinere Teilchen erzeugt haben. Die Staubringe stammen von Zusammenstößen zwischen größeren Ringteilchen und von den Trümmern die bei Einschlägen von Meteoriten auf den Uranusmonden entstehen. Aber was die Hauptringe in Position hält und wo sie ihren Ursprung haben, wird wohl ungeklärt bleiben, bis irgendwann wieder einmal eine Raumsonde dem fernen Uranus einen Besuch abstattet. Irgendwo müssen sich dort noch ein paar Monde verstecken; vielleicht gibt es auch noch mehr Ringe die wir bis jetzt übersehen haben. Oder irgendetwas ganz anderes, das es nur bei Uranus gibt und wir deswegen noch nicht verstanden haben. Das Universum ist so groß und wir wissen immer noch viel zu wenig.

17. Sternengeschichten Folge 542: 40 Eridani und Mr. Spock
    14.04., 07:0014.04.2023, 07:0000:11:41

    Auf der Suche nach Vulkan Sternengeschichten Folge 542: 40 Eridani und Mr. Spock Wenn im Winter das Sternbild Orion nachts gut sichtbar am Himmel steht, kann man probieren ein Stück westlich seines hellen Fußsterns Rigel den nicht ganz so hellen Stern 40 Eridani zu finden. Er ist durchaus zu sehen, auch ohne optische Hilfsmittel, auf jeden Fall dort, wo die Nacht noch dunkel genug ist. Was man ohne Teleskop aber nicht erkennen kann, sind die spannenden Details. Zum Beispiel dass es sich bei diesem Stern eigentlich um drei Sterne handelt. Und auch um die Frage nach dem Heimatplaneten von Mr. Spock aus der Science-Fiction-Serie "Star Trek" zu klären, braucht man mehr als nur die eigenen Augen. Aber fangen wir mal mit dem an, was man auf den ersten Blick erkennen kann. 40 Eridani leuchtet orange-geblich und ist Teil des Sternbilds Eridanus. Der Name stammt aus dem Katalog von John Flamsteed, der im frühen 18. Jahrhundert die Sterne katalogisiert und nach Sternbildern sortiert hat. Jeder Stern bekam dabei eine fortlaufende Nummer, die seine Position im Sternbild beschreibt. 40 Eridani ist der gebräuchlichste Name, es gibt aber auch noch andere, zum Beispiel "Omicron 2 Eridani", nach der Bayer-Bezeichung, wo die Sterne nach Helligkeit in ihrem Sternbild mit griechischen Buchstaben sortiert werden. Der traditionelle Name stammt, wie so oft in der Astronomie, aus dem arabischen und lauten "Keid", was so viel heißt wie "Eierschale" und sich auf den Nachbarstern "Beid" bezieht, was "Ei" bedeutet. Im Jahr 2016 hat die Internationale Astronomische Union diesen traditionellen Namen auch als offizielle Bezeichnung von 40 Eridani festgelegt, der nun also eben auch offiziell "Keid" heißt. Ich werde aber trotzdem vorerst bei der Bezeichnung "40 Eridani" bleiben, damit es nicht verwirrend wird. Denn es besteht Potenzial für Verwirrung, wie wir gleich sehen werden. 1738 hat der britische Astronom William Herschel den Stern beobachtet und festgestellt, dass es sich eigentlich um einen Doppelstern handelt. Und 1851 hat der deutsche Astronom Otto Wilhelm von Struve noch genauer hingesehen und bemerkt, dass auch der von Herschel entdeckte zweite Stern in Wahrheit ein Doppelstern ist. Gehen wir die Himmelskörper also mal der Reihe nach durch. Da ist zuerst 40 Eridani A, der Stern, der immer schon zu sehen war und der offiziell "Keid" heißt. Seine Masse ist ein bisschen geringer als die der Sonne; er leuchtet aber nur halb so hell. Der Stern ist vermutlich ein wenig älter als die Sonne, so genau weiß man das aber nicht. Man macht aber auf jeden Fall nichts falsch, wenn man sagt, dass die Sonne und 40 Eridani A in etwa gleich alt sind. Die beiden anderen Sterne sind circa 400 Astronomische Einheiten weit weg; das entspricht circa dem 10fachen Abstand zwischen Sonne und Pluto. Dieses Sternenpaar ist deutlich lichtschwächer; man braucht schon ein vernünftiges Teleskop um sie zu sehen. 40 Eridani B ist ein weißer Zwerg und 40 Eridani C ein roter Zwerg. Das bedeutet, dass B sein Sternenleben schon hinter sich hat. Als das Sternensystem entstanden ist, war er vermutlich von allen drei der Stern mit der größten Masse, weswegen er seinen Brennstoff am schnellsten durch Fusion aufgebraucht hat und zu einem weißen Zwerg geworden ist. Er hat in der letzten Phase seines Lebens einen großen Teil seiner äußeren Schichten abgestoßen und jetzt ist nur noch der heiße, innere Kern übrig, in dem keine Fusion mehr stattfindet. Der rote Zwerg dagegen ist ein typischer Stern; die Mehrheit der Sterne im Universum sind solche roten Zwerge, die alle sehr viel weniger Masse haben als die Sonne und sehr viel schwächer leuchten. Dafür halten sie aber auch sehr viel länger durch und können Billionen von Jahren leuchten. Das was ich gerade erzählt habe, ist der aktuelle Stand unseres Wissens. Dass es sich bei 40 Eridani B um einen weißen Zwerg handelt, hat man erst Anfang des 20 Jahrhunderts entdeckt. Genau genommen ist B damit der erste weiße Zwerg, den wir überhaupt gefunden haben. Wir haben es nur nicht gemerkt, weswegen heute üblicherweise Sirius B als erster bekannter weißer Zwerg gilt. B und C umkreisen einander mit 35 Astronomischen Einheiten Abstand, also circa die Distanz zwischen Sonne und Neptun und brauchen für einen Umlauf ungefähr 252 Jahre. Beide zusammen umkreisen 40 Eridani A, was ungefähr 7200 Jahre dauert. Als so komplexes Dreifachsternsystem wäre 40 Eridani an sich schon interessant. Es gibt aber zwei Dinge, die alles noch ein wenig spannender machen. Zum ersten wäre da "Star Trek". Als diese Science-Fiction-Serie 1966 startete, war an Bord des Raumschiffs Enterprise auch ein Außerirdischer, nämlich Mr. Spock, der neben Captain Kirk und dem Rest der Crew durchs All flog. Spock war ein Vulkanier vom Planeten Vulkan. Wo dieser Planet sich genau befindet, wurde in der Serie und den Kinofilmen nie genau erklärt. 1991 erklärte aber Gene Roddenberry, der Erfinder von Star Trek, anlässlich des 25jährigen Jubiläums der Serie, dass es sich bei Vulkan um den Stern 40 Eridani A handelt. Und später wurde in der Serie die Entfernung zwischen der Erde und Vulkan mit 16 Lichtjahren angegeben, was tatsächlich auch der Entfernung von 40 Eridani A entspricht. Man kann sich also vorstellen, dass Science-Fiction-Fans und Medien sehr aufgeregt waren, als Astronominnen und Astronomen im Jahr 2018 verkündeten, dass man tatsächlich einen Planeten entdeckt hat, der 40 Eridani A umkreist. Und das ist das zweite spannende Ding. Natürlich ist niemand davon ausgegangen, dass da draußen wirklich ein Planet ist, auf dem Außerirdische leben, die spitze Ohren und einen Hang zur Logik haben. Aber es war schon ein netter Zufall, dass der Stern, der laut Star Trek das Heimatsystem von Mr. Spock ist, tatsächlich auch einen Planeten besitzt. Noch dazu einen Planeten, der sich in der habitablen Zone von 40 Eridani A befindet, also dem Bereich um den Stern herum, wo prinzipiell lebensfreundliche Bedingungen auf einem Planeten herrschen können. Ob der neu entdeckte Planet tatsächlich auch lebensfreundlich ist, ist eine ganz andere Frage. Man hat eine Masse von 8,5 Erdmassen bestimmt und wie Leben auf so einer "Supererde" funktioniern könnte, wissen wir nicht. Die Schwerkraft wäre dort auf jeden Fall höher als auf der Erde; circa doppelt so hoch. Lebewesen dort müssen also ein wenig stärker sein; was Mr. Spock ja bekanntlich ist. Er müsste dann aber auch deutlich dickere Beine haben, wenn er tatsächlich von der Supererde bei 40 Eridani A kommt. Aber bevor wir zu viel spekulieren, schauen wir lieber wieder auf die echte Astronomie. Für einen Umlauf um den Stern würde der potenzielle Vulkan knapp 42 Tage brauchen. Was ein wenig seltsam ist, denn genau das ist auch die Periode, mit der sich der Stern um seine Achse dreht. Sowas kann natürlich sein, aber solche Zufälle sind immer ein wenig komisch. Vor allem, wenn man sich die Methode ansieht, mit der der Planet gefunden wurde. Das war die "Radialgeschwindigkeitsmethode": Vereinfacht gesagt analysiert man das Licht, dass vom Stern zur Erde kommt. Wenn ein Planet den Stern umkreist, dann wird der Stern dadurch ein wenig zum Wackeln gebracht. Mal wackelt der Stern also ein wenig in unsere Richtung; mal von uns weg. Diese Verschiebung kann man im Licht des Sterns erkennen und aus der Art und Weise des Wackelns kann man auf die Eigenschaften des Planeten schließen. Ein Planet ist aber nicht das einzige Phänomen, dass ein Signal im Licht des Sterns hinterlassen kann. Unsere Sonne zum Beispiel hat Sonnenflecken, also Bereiche, wo - sehr vereinfacht gesagt - das Gas aus dem sie besteht besonders wild von den elektrischen und magnetischen Feldern in ihrem Inneren durcheinander geschüttelt wird. Diese Flecken sind ein wenig dunkler und kühler als der Rest der Sonnenoberfläche und diese Flecken bewegen sich mit der Rotation der Sonne. Mal sehen wir die Flecken, mal sehen wir sie nicht und bei anderen Sternen kann es natürlich auch Flecken geben. Auch das beeinflusst das Licht, das von einem Stern zu uns gelangt und auf den ersten Blick kann das genau so aussehen, wie das Signal eines Planeten. Wir dürfen nicht vergessen, dass wir ja eigentlich gar nichts sehen: Wir sehen einen Lichtpunkt; wir sehen die Planeten nicht direkt, wir sehen die Sternflecken nicht direkt, wir haben nur das Licht. Das müssen wir sorgfältig analysieren und können daraus indirekt auf die Existenz von Planeten - oder Sternflecken - schließen. Den Astronominnen und Astronomen, die damals die Entdeckung von "Vulkan" verkündet haben, haben natürlich auch gemerkt, dass die Umlaufperiode des Planeten mit der Rotationsperiode des Sterns fast übereinstimmt. Und angemerkt, dass das auch heißen kann, dass da gar kein Planet ist, sondern man einfach die Aktivität des Sterns selbst sieht. Aber sind am Ende ihrer Arbeit zu dem Schluss gekommen, dass es vermutlich doch ein Planet ist. Im Jahr 2023 haben andere Forscherinnen und Forscher nochmal genauer hingesehen. Und festgestellt: Nein, das ist doch ziemlich sicher nur der Effekt von Sternaktivität und Sternrotation und kein Planet. Tja, nichts mit Vulkan. Was aber nicht heißen muss, dass es keine Planeten gibt, die 40 Eridani A umkreisen. Theoretisch können auch Planeten um 40 Eridani B oder C kreisen; aber die wären dann eher nicht lebensfreundlich. Als B zu einem weißen Zwerg geworden ist, hat er alle eventuell vorhandenen Planeten zerstört oder lebensfeindlich gemacht. Und C ist ein sehr aktiver Stern, der ständig jede Menge schädliche Strahlung ins All schleudert. Wenn, dann bleibt A als Stern für lebensfreundliche Planeten. Und wenn es so einen Planeten gibt, dann wäre das definitiv eine science-fiction-würdige Umgebung. Der Stern würde dort sehr viel größer am Himmel erscheinen als die Sonne und in der Nacht würde man ein extrem helles Sternenpaar - weiß und orange-rötlich leuchtend - am Himmel sehen. Aber vielleicht ist dort ja auch wirklich kein Planet und auch das wäre irgendwie passend. Denn auch der fiktive Vulkan ist ja mittlerweile aus der Welt von Star Trek verschwunden…

18. Sternengeschichten Folge 541: Der Jupitermond Ganymed
    07.04., 07:0007.04.2023, 07:0000:11:55

    Der echte Supermond Sternengeschichten Folge 541: Der Jupitermond Ganymed Das Inventar unseres Sonnensystems ist groß. Neben der Sonne selbst und den acht Planeten gibt es ja noch ein paar hundert Monde - und von den Billionen Asteroiden und Kometen fange ich gar nicht erst an. Die meisten Monde finden sich bei den beiden größten Planeten Jupiter und Saturn. Und der größte Planet beherbergt auch den größten Mond des Sonnensystems: Ganymed. Sein Durchmesser beträgt 5262 Kilometer. Damit ist er deutlich größer als der Mond der Erde, der es nur auf einen Durchmesser von 3476 Kilometer bringt. Ganymed ist sogar noch größer als Merkur, der einen Durchmesser von 4880 Kilometer hat. Würde Ganymed nicht den Jupiter umkreisen sondern alleine seine Runden um die Sonne ziehen, würde niemand auf die Idee kommen, ihn nicht als Planet zu bezeichnen. So aber ist er ein Mond, deswegen aber nicht weniger spannend. Entdeckt wurde Ganymed im Jahr 1610 von Galileo Galilei, zusammen mit Kallisto, Europa und Io, den restlichen großen Monden des Jupiter, die wir heute deswegen auch die "galileischen Monde" nennen. Unabhängig und fast zeitgleich wurden die Monde auch vom deutschen Astronom Simon Marius gefunden und von Marius stammen auch die Namen. "Ganymed" ist eine Figur aus der griechischen Mythologie; er war ein Hirtenjunge, der von Zeus in den Olymp entführt wurde, wo er ewig leben und den Göttern dienen sollte; und als Geliebter von Zeus. Ganymed ist übrigens auch der einzige Jupitermond, der nach einem Mann benannt worden ist, aber wir wollen uns diesmal nicht mit Mythologie und Geschichte aufhalten, sondern lieber mit der faszinierenden astronomischen Forschung zu Ganymend weitermachen. Fangen wir mit der Bewegung an. Ganymed umkreist den Jupiter in einem Abstand von etwas mehr als einer Million Kilometer auf einer fast kreisförmigen Bahn die auch so gut wie nicht gegenüber der Äquatorebene des Jupiter geneigt ist. Geht man von Jupiter nach außen, dann ist Ganymed der dritte der vier galileischen Monde. Dem Jupiter am nächsten ist Io, dann kommt Europa, dann Ganymed und außen befindet sich noch Kallisto. Interessant ist der Vergleich der Umlaufzeiten der drei inneren Monde: Io braucht für eine Runde um Jupiter nur gut 1,77 Tage; Europa schafft einen Umlauf in knapp 3,55 Tagen und Ganymed macht eine Runde in circa 7,16 Tagen. Oder anders gesagt: Während Ganymed einen Umlauf um Jupiter macht, macht Europa genau zwei Runden und Io legt vier Runden zurück. Die drei Monde befinden sich also in einer "Resonanz der mittleren Bewegung" wie es offiziell heißt. Wie es genau dazu gekommen ist, ist noch unklar. Wir wissen, dass solche Resonanzen sehr stabil sein können; wenn sich Himmelskörper einmal so arrangiert haben, dann neigen sie dazu, auch in so einer Konfiguration zu bleiben. Vielleicht hat alles mit Io, dem innersten großen Mond angefangen, der - so wie unser Mond bei der Erde - Gezeiten auf Jupiter verursacht. Das führt, wieder so wie auch beim Mond der Erde, dazu, dass sich Io ein wenig von Jupiter entfernt hat (das liegt an der Drehimpulserhaltung, aber das will ich jetzt nicht im Detail erklären). Irgendwann hat der Abstand genau gepasst, so dass Io in einer 2:1 Resonanz mit Europa gelandet ist. Ab diesem Zeitpunkt haben sich beide Umlaufbahnen gemeinsam vergrößert, bis sie in der oben beschriebenen Resonanz mit Ganymed gelandet sind. Aber lassen wir die Bewegung mal beiseite und schauen uns an, wie Ganymed aussieht. Auf den ersten Blick ein wenig wie unser Mond: Voll mit Kratern und größeren dunklen Regionen. Im Gegensatz zum Erdmond, der mit einer dicken Schicht aus Staub bedeckt ist und eine felsige Oberfläche hat, finden wir auf Ganymed vor allem Eis. Mit dem beschäftigen wir uns später noch; jetzt schauen wir kurz auf die Krater. In den dunklen Regionen finden wir sehr viele Krater, was darauf hinweist, dass sie sehr alt sind. In den helleren Regionen sind weniger Krater zu finden; sie müssen daher jünger sein. Was es auf Ganymed auch gibt oder zumindest in der Vergangenheit gegeben hat, ist Tektonik. Der Mond hat zwar nicht so viele Kontinentalplatten wie die Erde, aber auf jeden Fall zwei davon und an ihren Rändern kann man so etwas ähnliches wie Gebirge sehen. Und wo Tektonik ist, muss es auch Vulkanismus geben und auch davon finden wir Spuren auf Ganymed. Allerdings keine Vulkane wie auf der Erde, sondern Eisvulkane. Aber wie gesagt, zum Eis kommen wir noch. Was beim Anblick von Ganymed sofort auffällt, ist eine sehr große dunkle Region die fast ein Drittel der jupiterabgewandten Hälfte des Mondes bedeckt. Und ja, Ganymed hat eine Hälfte, die immer in Richtung Jupiter zeigt und eine von der aus man Jupiter nie sehen kann. So wie beim Erdmond haben sich auch hier Umlaufzeit und die Drehung von Ganymed um seine Achse durch die Gezeitenkräfte so aufeinander abgestimmt, dass eine "gebundene Rotation" entstanden ist. Würde man von Jupiter aus zu Ganymed schauen, würde man immer die selbe Seite sehen und niemals auf die Rückseite blicken können. Was schade ist, denn genau da befindet sich "Galileo Regio", die riesige dunkle Region von der ich vorhin gesprochen habe. Sie hat einen Durchmesser von 3200 Kilometer und ist vermutlich der älteste Teil der Oberfläche Ganymeds. Aber jetzt schauen wir aufs Eis. Kalt genug dafür ist es auf jeden Fall; die Durchschnittstemperatur auf Ganymeds Oberfläche beträgt circa -160 Grad Celsius. Wir wissen, dass ein Großteil der Oberfläche mit Eis bedeckt ist. Und das Innere ist ebenso voll damit. Ganymed ist in der Hinsicht ein typischer Himmelskörper des äußeren Sonnensystems. Er besteht aus einer dicken Eiskruste, die über einem Mantel aus Gestein liegt. Im Gegensatz zu den kleineren Monden ist er aber groß genug um auch noch einen Kern aus Eisen zu besitzen. Dank der extrem tiefen Temperaturen ist die äußerste Eiskruste so hart gefroren wie Gestein. Aber darunter befindet sich flüssiges Wasser. Und nicht nur ein paar Pfützen sondern ein mondumspannender, extrem tiefer Ozean in dem insgesamt mehr Wasser zu finden ist als in allen Meeren der Erde. Aber woher will man das wissen!? Wir können ja nicht durchs Eis schauen? Das nicht, aber wir können Spuren des Wassers sehen. Ich habe vorhin von Vulkanismus gesprochen und so wie auf der Erde ab und zu ein bisschen geschmolzenes Material aus ihrem Inneren an die Oberfläche gelangt, passiert das auch auf Ganymed. Nur dass dieses geschmolzene Material eben keine Lava ist, also flüssiges Gestein, sondern geschmolzenes Eis. Die Astronomie hat aber auch noch andere Methoden, um in das Innere eines Himmelskörpers zu schauen. Man kann zum Beispiel das Hubble-Weltraumteleskop nehmen und damit die Nordlichter des Ganymed beobachten. Und ja, sowas hat dieser Mond auch. Um zu verstehen, wie das funktioniert, müssen wir uns noch ein paar andere Eigenschaften anschauen. Zum Beispiel das Magnetfeld, denn neben der Erde und dem Merkur ist Ganymed der einzige feste Himmelskörper, der ein nennenswertes eigenes Magnetfeld besitzt. Die Gesamtsituation ist trotzdem ein wenig anders, weil Jupiter zwar kein fester Himmelskörper ist sondern ein Gasplanet, aber trotzdem natürlich auch ein Magnetfeld hat, ein enorm starkes sogar, das so ausgedehnt ist, dass sich Ganymed mitten hindurch bewegt. Die beiden Magnetfelder wechselwirken also miteinander; es bildet sich ein Strahlungsgürtel um Ganymed, also ein Bereich aus magnetischen Feldlinien, in dem geladene Teilchen eingefangen werden können. Solche geladenen Teilchen können aus Jupiters Atmosphäre stammen, von der Sonne aber vor allem auch von Ganymed selbst. Denn der Mond hat eine Atmosphäre; zumindest so etwas ähnliches. Wenn zum Beispiel die Sonnenstrahlung - und da vor allem der hochenergetische Ultraviolet-Anteil - auf das Eis der Mondoberfläche fällt, dann können elektrisch geladene Sauerstoffatome aus dem Eis geschlagen werden, die sich dann in einer sehr, sehr dünnen Atmosphäre ansammeln und von dort in den Strahlungsgürtel entkommen können. So oder so, wir haben also geladene Teilchen die im Magnetfeld von Ganymed gefangen sind und dort können die Teilchen Strahlung abgeben, die man als Polarlichter sehen kann. Beziehungswiese die das Hubble-Weltraumteleskop 2015 beobachten konnte. Obwohl Polarlichter oder Nordlichter in diesem Fall eigentlich schlechte Begriffe sind, denn im Gegensatz zur Erde ist die Aurora - wie das korrekte Wort heißt - nicht an den Polen zu sehen, sondern in zwei Bändern, die den Mond nördlich und südlich des Äquators umgeben. Die Position der Bänder ist nicht fix, sondern verändert sich, je nachdem wie sich das Magnetfeld des Jupiters gerade ändert. Was aber passiert, wenn Ganymed einen Wasserozean hat; einen Salzwasserozean um genau zu sein? Dann würde das Magnetfeld des Jupiter in dieser elektrisch leitenden Flüssigkeit ein zusätzliches Magnetfeld erzeugen, dass dem des Jupiters entgegen wirkt und die Veränderung der Aurorabänder merklich reduzieren. Und genau das hat Hubble beobachtet: Die Aurora auf Ganymed verändert sich viel weniger stark als man es erwarten würde; sie verändert sich dagegen genau so, wie sie es tun würde, wenn da ein riesiger unterirdischer Ozean existiert. Ungefähr 100 Kilometer tief, bedeckt von einer circa 150 Kilometer dicken Eisschicht. Es ist erstaunlich, was wir schon alles über Ganymed wissen. Immerhin ist der Mond nicht gerade in der Nähe. 1973 und 1974 flogen das erste Mal Raumsonden vorbei, nämlich Pioneer 10 und 11. 1979 haben dann Voyager 1 und 2 ebenfalls bei einem Vorbeiflug Daten gesammelt. Erst 1995 haben wir Ganymed aber so wirklich erforschen können, als die Galileo-Raumsonde NICHT an Jupiter vorbei geflogen, sondern dort geblieben ist und acht Jahre lang den Planeten und seine Monde untersucht hat. Aber das ist auch schon wieder lange her und es wird Zeit, dass wir Jupiter und seinen Monden wieder mal einen Besuch abstatten. Zum Glück hat sich im April 2023 die Raumsonde JUICE genau mit diesem Ziel auf den Weg gemacht. Und wer weiß, was wir dann auf diesem faszinierenden Himmelskörper noch alles entdecken werden…

19. Sternengeschichten Folge 540: Das Tychonische Weltmodell
    31.03., 07:0031.03.2023, 07:0000:13:09

    Das beste aus beiden Welten Sternengeschichten Folge 540: Das Tychonische Weltmodell Wir wissen heute, dass sich die Erde in einer Umlaufbahn um die Sonne bewegt, genau so wie die anderen Planeten des Sonnensystems. Früher dachten die Menschen, es wäre umgekehrt: Die Erde wäre das Zentrum des Universums und Sonne und die anderen Himmelskörper würden sich um sie herum drehen. Den Wechsel von diesem geozentrischen Weltbild zum modernen heliozentrischen Bild haben wir der Arbeit von Nikolaus Kopernikus, Galileo Galilei und Johannes Kepler zu verdanken. Das ist alles richtig - aber es ist nicht die komplette Geschichte. Es gab auch lange vor Nikolaus Kopernikus schon Menschen, die davon überzeugt waren, dass sich die Erde um die Sonne bewegt (zum Beispiel in der griechischen Antike). Kopernikus Modell des Sonnensystems war zwar revolutionär, hat die Beobachtungsdaten aber nicht dramatisch besser erklärt als das alte geozentrische Weltbild. Das lag daran, dass Kopernikus immer noch davon ausging, dass sich die Planeten auf Kreisbahnen bewegen und erst durch die Arbeit von Kepler und Newton bekam man ein realistisches Bild der Planetenbewegung. Aber davon habe ich ersten schon in früheren Sternengeschichten erzählt und zweitens soll es heute um etwas anderes gehen: Das Tychonische Weltmodell. Benannt ist es nach dem dänischen Astronom Tycho Brahe, von dessen aufregenden Leben ich schon in Folge 167 ausführlich erzählt haben. Er lebte im 16. Jahrhundert und war der letzte große Astronom, der noch ohne Teleskop gearbeitet hat. Seine Beobachtungen haben es seinem Schüler Johannes Kepler ermöglicht, sein revolutionäres Werk "Astronomia Nova" zu verfassen und die Bewegung der Planeten zu erklären. Brahe hat Kometen beobachtet und gezeigt, dass sie sich weit außerhalb der Umlaufbahn des Mondes befinden, was damals eine durchaus bemerkenswerte Erkenntnis war. Damals gingen immer noch die meisten Menschen von der antiken Vorstellung aus, dass die Planeten an kristallenen Sphären montiert sind, die sich um die Erde drehen. Tycho Brahe konnte zeigen, dass Kometen sich durch diese Sphären hindurch bewegen müssen; dass diese Sphäre also nicht existieren können. Diese Arbeit und andere Beobachtungen brachten Brahe dazu, das geozentrische Weltbild im Laufe der Zeit immer kritischer zu sehen. Andererseits wollte er sich aber auch nicht von der Vorstellung der Erde als Mittelpunkt lösen. Deswegen entwickelte er etwas, das man als eine Art Kompromiss verstehen kann: Ein geo-heliozentrisches Weltsystem, in der sich die Planeten zwar um die Sonne bewegen, die Erde aber trotzdem das Zentrum ist. Im Detail sieht das so aus: Die Erde ist der Mittelpunkt und der Mond bewegt sich um die Erde herum. Ebenfalls um die Erde bewegt sich die Sonne, so wie im geozentrischen System. Aber wie im heliozentrischen System bewegen sich Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn um die Sonne. Anders gesagt: Die Sonne, mitsamt den Planeten umkreist die Erde, die sich selbst nicht bewegt. Das klingt zuerst einmal unnötig kompliziert. Die Erde in der Mitte oder auch die Sonne in der Mitte und alles andere bewegt sich rundherum: Das hat eine gewisse Eleganz. Aber quasi zwei Mittelpunkte - das klingt verwirrend. Aber die Idee von Tycho Brahe ist nicht so seltsam, wie sie auf den ersten Blick aussieht. Und es war übrigens auch keine Idee, die nur Tycho Brahe hatte. Im 16. Jahrhundert gab es mehrere Menschen, die sich so ein Mischsystem vorgestellt haben. Zum Beispiel Nicolaus Reimers; der Vorgänger von Tycho Brahe als kaiserlicher Hofmathematiker in Prag, der auch Kopernikus Werk ins Deutsche übersetzt hat. Reimers Modell unterschied sich ein wenig von Brahes; bei Brahe stand die Erde zum Beispiel still, bei Reimers drehte sie sich um ihre Achse. Reimers hat Brahe aber auf jeden Fall vorgeworfen, die Idee von ihm geklaut zu haben, was der selbstverständlich bestritt. Schon lange vor den beiden, im 6. Jahrhundert, hat der römische Gelehrte Martianus Capella ein Weltmodell vorgestellt in dem sich Venus und Merkur um die Sonne bewegen, die Sonne und der Rest der Planeten aber die Erde. Im frühen 16. Jahrhundert hat der indische Astronom Nilakantha Somayaji ebenfalls ein Modell entwickelt, dass dem Tychonischen Weltmodell entspricht. Aber lassen wir jetzt mal die Streitigkeiten über Prioritäten und die diversen Variationen und Vorläufer weg und bleiben bei Tycho Brahes Weltmodell. Wenn man sich das ein wenig genauer anschaut, dann ist es nämlich gar nicht so dumm, wie man denken würde. Man muss es sich aber mit den Augen der Menschen aus dem 17. Jahrhundert anschauen. Oder besser gesagt: Mit den Teleskopen des 17. Jahrhunderts. Die waren damals ja noch neu; Anfang des 17. Jahrhunderts war Galileo Galilei der erste, der so ein Gerät an den Himmel gerichtet und damit Planeten und Sterne beobachtet hat. Dabei hat Galilei natürlich auch jede Menge Sterne gesehen. Aber nicht als die Lichtpunkte, die man bei der Beobachtung mit freiem Auge gewöhnt war. Die Sterne zeigten sich in Galileis Teleskop als kleine Scheibchen; unterschiedlich hell und unterschiedlich groß. Galileo Galilei ging davon aus, dass er hier die tatsächliche Form der Sterne sah. Und es eben große Sterne gab, kleine Sterne, in unterschiedlichen Entfernungen und deswegen auch unterschiedlich hell. Eine prinzipiell vernünftige Annahme, nur leider eine, von der wir heute wissen, dass sie falsch ist. Die Sterne sind so weit entfernt, dass wir auch in sehr großen Teleskopen nicht mehr sehen als Punkte. Und erst recht gilt das für das Teleskop, das Galilei damals benutzt hat. Dass er trotzdem Scheibchen gesehen hat, lag an diversen optischen Effekten. Ich hab das ausführlich in Folge 309 erklärt, als ich von den Airy-Scheiben gesprochen habe. Was man damals auch beobachten konnte: Die Himmelskörper scheinen sich definitiv um die Erde herum zu bewegen. Aber nicht so, wie sie es tun sollten, wenn die Erde im Mittelpunkt ist und alle anderen sich um sie drehen. Immer wieder hat man Planeten beobachtet, die "rückläufig" sind. Das soll folgendes bedeuten: Schaut man sich zum Beispiel an, wo sich der Mars Nacht für Nacht am Himmel befindet, dann sieht man, wie er sich immer in die selbe Richtung bewegt. Irgendwann scheint er aber stehen zu bleiben und wandert dann für einige Zeit sogar rückwärts, bis er wieder die übliche Richtung aufnimmt. Die Vertreter des geozentrischen Weltbildes haben dieses Verhalten durch Epizykel erklärt. Also angenommen, dass sich die Planeten nicht auf einer Kreisbahn um die Erde herum bewegen, sondern auf einer Kreisbahn, deren Mittelpunkt sich auf einer Kreisbahn um die Erde bewegt. In so einem Fall würde ein Planet tatsächlich immer wieder scheinbar vor- und rückwärts am Himmel wandern. Das Tychonische Weltbild hat diese Epizykel quasi gleich fix eingebaut. Die Planeten bewegen sich um die Sonne. Und die Sonne um die Erde herum. Auch hier findet man immer wieder rückläufige Bahnen. Wo stehen wir jetzt, aus Sicht des 17. Jahrhunderts? Wir haben beobachtet, dass die Planeten sich rückläufig bewegen können. Wir haben beobachtet, dass das Universum voller Sterne ist, in unterschiedlichen Entfernungen. Die erste Beobachtung legt nahe, dass sich Sonne mit den Planeten um die Erde herum bewegt. So wie es im tychonischen Weltbild beschrieben ist. Aber was ist mit der zweiten Beobachtung? Hier wird es ein wenig kompliziert. Der Hauptunterschied zwischen dem heliozentrischen System und dem tychonischen Weltbild ist die Position der Erde. Im ersten Fall bewegt sich die Erde um die Sonne; im zweiten Fall ruht sie im Zentrum des Universums und dreht sich höchstens um ihre eigene Achse. Das hab ich jetzt schon oft gesagt, aber dieser Unterschied ist wichtig, denn auch den Menschen damals war klar, was daraus folgt. Wäre die Erde im Zentrum, dann würden sich die Sterne entweder auch um die Erde herum bewegen. Oder aber die Sterne wären irgendwo fix und würden sich nur scheinbar bewegen, weil die Erde sich dreht. Am Ende ist der Effekt der selbe; wenn die Erde sich aber um die Sonne bewegt, dann bedeutet das, das wir im Laufe eines Umlaufs, also eines Jahrs, aus unterschiedlichen Blickrichtungen auf die Sterne schauen. Und sich die scheinbare Position der näheren Sterne vor dem Hintergrund der ferneren Sterne ändern würde. Je nachdem von wo wir gerade schauen, sehen wir sie mal vor dem einen und mal dem anderen Hintergrund. Dieses Phänomen nennt man "Parallaxe" und auch darüber habe ich schon oft in den Sternengeschichten gesprochen. Der relevante Punkt ist: Je weiter entfernt ein Stern ist, desto kleiner ist die scheinbare Bewegung. Wie gesagt, all das war den Menschen damals bekannt. Wenn man also keine Parallaxe bei den Sternen beobachten kann, dann bedeutet das entweder, dass die Sterne sehr, sehr weit entfernt und die scheinbare Bewegung zu klein ist, um sie beobachten zu können. Oder aber es heißt, dass es keine Parallaxe GIBT, weil die Erde sich nicht um die Sonne bewegt. Galileo Galilei war vom ersten Fall überzeugt: Die Sterne sind alle weit weg und deswegen sehen wir keine Parallaxe; es gibt also keinen Widerspruch zum heliozentrischen Weltbild. Ein Zeitgenosse von Galilei war der deutsche Astronom Simon Marius, von dem ich in Folge 131 schon mehr erzählt habe. Er hat sich immer wieder Mal mit Galilei gestritten; unter anderem darüber, wer die Jupitermonde als erster entdeckt hat. Heute wissen wir, dass es Galilei war; Marius war aber nur kurz dahinter und die Mondes des größten Planeten unabhängig von seinem italienischen Kollegen gefunden. Auch Marius hat die Sterne beobachtet; auch Marius hat die Scheibchen gesehen - kam aber zu ganz anderen Schlüssen als Galilei. Marius war der Meinung, dass die Sterne vergleichsweise nahe sein müssen, wenn man sie als Scheibchen im Teleskop sehen kann. Außerdem sah er, dass nicht alle Himmelskörper sich direkt um die Sonne bewegen müssen; die Jupitermonde kreisen um Jupiter und mit ihm gemeinsam um die Sonne. Wenn die Sterne also nahe sind, dann müsste man eine Parallaxe sehen können, wenn sich tatsächlich die Erde um die Sonne herum bewegt. Wir sehen aber keine Parallaxe; wir sehen stattdessen, dass es auch Bewegungen gibt, bei denen nicht die Erde im Mittelpunkt ist. Die naheliegende Schlussfolgerung: Die Planeten bewegen sich um die Sonne und die Sonne um die Erde herum. Aus Sicht des frühen 17. Jahrhunderts war das tychonische Weltbild also eine durchaus plausible Angelegenheit. Simon Marius hat mit seiner Argumentation genaugenommen Recht gehabt, wenn auch aus den falschen Gründen. Und auch Galilei hatte Recht, ebenfalls aus den falschen Gründen. Beiden fehlte das nötige Wissen zur Optik, um zu verstehen, warum Sterne in einem Teleskop als Scheibchen zu sehen sind und zu verstehen, dass das nichts mit dem Abstand oder dem realen Aussehen der Sterne zu tun haben, sondern einfach mit den optischen Eigenschaften eines Teleskops. Erst die Arbeit von Johannes Kepler und Isaac Newton hat gezeigt, wie man das heliozentrische Modell brauchbar verwenden kann, um die Bewegung der Planeten zu verstehen. Und genaugenommen hat erst der Astronom Friedrich Wilhelm Bessel jeden Zweifel beseitigt, als es ihm 1838 als erstem gelungen ist, die Parallaxe eines Sterns und damit seine Entfernung zu messen. Die Sterne waren tatsächlich weit entfernt; viel weiter als man dachte und es war daher auch keine Überraschung, dass Galilei und seine Zeitgenossen keine Chance hatten, diese Parallaxe zu beobachten. Das Tychonische Weltbild mag auf den ersten Blick absurd erscheinen; als eine unnötig komplizierte Konstruktion, die nur geschaffen wurde, weil ein paar halstarrige alte Astronomen den Fortschritt nicht akzeptieren wollten. Aber diese Ansicht verkennt, dass man die Dinge immer Licht ihrer Zeit betrachten muss. Und wenn es nachdem geht, was die Menschen damals mit den vorhandenen technischen Mitteln herausfinden konnten, dann war das Tychonische Modell eine gute Beschreibung der Realität und, wenn man so will, fast besser als das heliozentrische Weltbild. Dass wir heute mehr wissen als in der Vergangenheit kann man den Leuten im 17. Jahrhundert nicht vorwerfen.

20. Sternengeschichten Folge 539: Der Transit der Venus
    24.03., 07:0024.03.2023, 07:0000:18:34

    Das Maß aller Dinge Sternengeschichten Folge 539: Der Transit der Venus Ich erinnere mich noch sehr gut an den 8. Juni 2004. Vor allem deswegen, weil am nächsten Tag meine Defensio stattgefunden hat, also der Vortrag, bei dem ich die Ergebnisse meiner Doktorarbeit präsentieren musste und je nachdem wie diese Ergebnisse von meinen Kolleginnen und Kollegen beurteilt würden, würde ich mein Studium erfolgreich abschließen oder nicht. Ich war also entsprechend nervös und hatte gar nicht so viel Zeit, mich dem seltenen astronomischen Ereignis zu widmen, das an diesem Tag stattfand: Dem Transit der Venus vor der Scheibe der Sonne. Von der Erde aus gesehen ist die Venus am 8. Juni 2004 genau vor der Sonne vorbei gezogen. Wenn man die Sonne - natürlich nur mit entsprechenden Filtern - mit einem Teleskop beobachtet hat, hat man einen kleinen dunklen Punkt gesehen, der schnurgerade seinem Weg über ihre helle Oberfläche folgt. Etwas besser erinnere ich mich an den 6. Juni 2012, als der nächste Venustransit stattgefunden hat. Ich weiß nicht, ob und an welche Transits sich die Hörerinnen und Hörer dieses Podcasts erinnern, aber ich bin mir ziemlich sicher, dass es nur die Transits am 8. Juni 2004 und am 6. Juni 2012 gewesen sein können. Denn der letzte Transit vor 2004 fand im Jahr 1882 statt. Und auch wenn dieser Podcast noch sehr lange im Internet verfügbar sein sollte, wäre ich doch überrascht, wenn hier jetzt jemand mithört, der oder die den Transit gesehen hat, der auf das Ereignis im Jahr 2012 gefolgt ist. Das wäre nämlich der 11. Dezember 2117 und falls es doch so sein sollte: Hallo Zukunft, viele Grüße aus dem frühen 21. Jahrhundert! Aber was ist so besonders, wenn die Venus vor der Sonne vorrüber zieht? Und warum passiert so etwas zweimal im Abstand von knapp 8 Jahren und über hundert Jahre davor und danach nicht? Die Antwort auf beide Fragen ist faszinierend und deswegen soll es in dieser Folge genau darum gehen. Die Antwort auf die erste Frage habe ich zum Teil schon in Folge 263 gegeben. Da ging es um die Längeneinheiten in der Astronomie und eine die sehr weit verbreitet ist, ist die Astronomische Einheit. Eine Astronomische Einheit ist genau 149 Millionen 597 870,7 Kilometer lang. Heute ist der Wert einfach so festgelegt, aber ursprünglich war die Astronomische Einheit als der mittlere Abstand zwischen Erde und Sonne definiert. Und der Abstand zwischen Sonne und Erde ist ja durchaus eine fundamentale Größe. Es ist absolut wichtig zu wissen, wie weit unser Planet von der Sonne entfernt ist beziehungsweise überhaupt zu wissen, wie weit irgendwas von irgendwas anderem im Sonnensystem entfernt ist. Aber wie hat man das rausgefunden? Die komplette Geschichte dieser Forschung würde mehr als nur eine Podcastfolge füllen, aber die kurze Version geht so: Die relativen Abstände zwischen den Himmelskörpern lassen sich recht einfach herausfinden. Seit den grundlegenden Arbeiten von Johannes Kepler und Isaac Newton im 17. Jahrhundert wissen wir im Grunde darüber Bescheid, wie sich die Planeten um die Sonne bewegen. Wir wissen, dass sie sich schneller oder langsamer bewegen, je nachdem wie weit sie von der Sonne entfernt sind. Das dritte Keplersche Gesetzt sagt uns sogar direkt, wie die Umlaufzeiten der Planeten und ihre mittleren Abstände zur Sonne zusammenhängen. Mit diesem Wissen kann man zum Beispiel herausfinden, dass der Mars im Mittel 1,5 mal weiter von der Sonne entfernt ist als die Erde. Und dass der Jupiter gut 5 mal weiter von der Sonne weg ist als die Erde. Aber das sind eben relative Abstände. Wenn wir absolute Zahlen haben wollen, also zum Beispiel wissen wollen, wie viele Kilometer es von der Sonne bis zum Jupiter sind, dann müssen wir auch den Abstand zwischen Erde und Sonne in absoluten Zahlen kennen. Wie misst man das? Man kann ja nicht einfach hinfliegen und dann auf den Tacho schauen; schon gar nicht im 17. Jahrhundert. Aber es geht, wenn man einen Venustransit beobachtet. Die Idee dazu nennt sich Parallaxe und darüber habe ich ja schon öfter gesprochen. Wenn ich ein und das selbe Objekt aus unterschiedlichen Blickwinkeln betrachte, dann scheint es sich gegenüber dem Hintergrund zu bewegen. Wie stark diese scheinbare Bewegung ausfällt, hängt davon ab, wie weit die unterschiedlichen Beobachtungspositionen auseinander sind. Das ist auch so, wenn man von der Erde aus die Venus beobachtet. Je nachdem, von welchem Ort aus man die Beobachtung anstellt, wird man die Venus vor einem leicht anderen Hintergrund sehen. Das ist immer so, aber es ist besonders gut zu beobachten, wenn die Venus gerade direkt vor der Sonne zu sehen ist. Schaut man zum Beispiel von einem Punkt weit im Norden aus dem Transit zu, dann wird man die Venus näher am Mittelpunkt der Sonne vorbei ziehen sehen als von einem Beobachtungspunkt im Süden, wo die scheinbare Bahn der Venus weiter auf der Sonnenscheibe hinauf rutscht. Von Süden aus gesehen verbringt die Venus als weniger Zeit direkt vor der Sonne, weil ihr Weg vor der Sonnenscheibe näher am Rand der Sonne stattfindet und damit kürzer als als der Weg, den man von Norden sieht. Es gibt noch ein paar mehr Effekte die man berücksichtigen muss, aber das ist das Prinzip. Man stellt unterschiedliche Beobachtungen von unterschiedlichen Orten der Erde während eines Venustransits an. Und misst so genau wie möglich die Zeit, die die Venus braucht um von einem Rand der Sonne zum anderen zu gelangen. Der Unterschied in den Messungen hängt davon ab, wie weit die Beobachtungsposten auseinander sind, und vom Abstand zwischen Erde und Venus. Die Distanz zwischen den Beobachtungsstationen auf der Erde kann man messen. Die Dauer des Transits ebenso. Und damit hat man alle Informationen die man braucht um die Distanz zwischen Erde und Venus in absoluten Zahlen zu berechnen, womit dann auch der Abstand zwischen Erde und Sonne berechnet werden kann und alle anderen Abstände im Sonnensystem. Diese Methode war insofern enorm praktisch, weil man nicht, wie sonst bei der Parallaxe, den Winkel messen muss, um den sich ein Objekt scheinbar vor dem Hintergrund bewegt. Das ist sehr aufwendig und schwer exakt zu bewerkstelligen. Bei einem Venustransit reicht es aber, die Dauer zu messen, die die Venus vor der Sonne verbringt. Und Zeitmessung war auch im 18. Jahrhundert schon einigermaßen genau möglich. Also zu der Zeit, als Edmond Halley im Jahr 1716 als erster die Idee hatte, den Abstand zwischen Erde und Sonne auf diese Weise zu berechnen. Blöd nur, dass damals kein Venustransit in Reichweite war. Der letzte fand im Jahr 1639 statt und war überhaupt der erste, der nachweislich beobachtet worden ist (so etwas sieht man ja nicht mit freiem Auge und man muss vorher genau berechnen, wann so ein Ereignis stattfindet, wenn man es sehen will). Halley konnte rechnen und wusste, dass der nächste Transit am 6. Juni 1761 stattfinden würde. Der damals 60jährige Astronom konnte sich denken, dass er dieses Ereignis nicht mehr erleben würde, hat aber seine jüngeren Kollegen aufgefordert, sich diese Gelegenheit gefälligst nicht entgehen zu lassen. Was diese auch nicht getan haben. Überall auf der Welt versuchte man im Jahr 1761 die nötigen Messungen anzustellen und das gleiche ist auch noch acht Jahre später passiert, als 1769 der nächste Transit stattgefunden hat. Es gab jede Menge Schwierigkeiten, Abenteuer und man kann wunderbare Geschichten über dieses quasi erste weltweite Forschungsprojekt erzählen. Was ich aber ein anderes Mal tun werde. Am Ende jedenfalls hatte man ein Ergebnis, das aber nicht so genau war, wie gehofft. Die Messungen waren schwieriger als gedacht; 1769 lief es dann schon ein wenig besser und man kam auf einen Abstand zwischen Erde und Sonne von 153 Millionen Kilometer. Schon recht nahe am richtigen Wert, noch besser war es dann beim Transit von 1882. Auch acht Jahre davor gab es einen Transit, aber 1874 war der Transit von fast ganz Europa aus unsichtbar, was eine wirklich genaue Messung behindert hat. Aber 1882 lief es ein wenig besser und man konnte den Wert der Astronomischen Einheit ein wenig genauer bestimmen. Und vielleicht ist dem einen oder der anderen etwas aufgefallen. Es gab zwei Transits in den Jahren 2004 und 2012. Und zwei in den Jahren 1761 und 1769. Und zwei in den Jahren 1874 und 1882. Mal abgesehen von den langen Zeiträumen dazwischen finden Venustransits offensichtlich immer gleich doppelt stand, mit einem zeitlichen Abstand von acht Jahren. Das kann doch kein Zufall sein? Ist es natürlich auch nicht, sondern wunderbare Himmelsmechanik. Wenn die Venus von der Erde aus gesehen vor der Sonne steht, nennt man das eine "untere Konjunktion" und sie findet alle 583,92 Tage statt. Warum? Weil die Erde für eine Runde um die Sonne 365,256 Tage braucht. Ein Umlauf in 365,256 Tagen, das entspricht einer Geschwindigkeit von 0,0027 Umläufen pro Tag, was zugegebenermaßen eine etwas komische Weise ist eine Geschwindigkeit anzugeben, aber absolut ausreichend für unsere Zwecke. Die Venus bewegt sich mit 0,00445 Umlaufen pro Tag und der Unterschied zwischen beiden Geschwindigkeiten beträgt 0,00171 Umläufe pro Tag. Oder ein kompletter Umlauf um die Sonne alle 583,92 Tage. Anders gesagt: Alle 583,92 Tage steht die Venus wieder in einer unteren Konjunktion. Jetzt gibt es aber nicht alle 583,92 Tage einen Venustransit. Das liegt darin, dass die Venusbahn ein bisschen in Bezug auf die Erdbahn geneigt ist. Die Linie an der sich die Ebene der Venusbahn und die Ebene der Erdbahn schneiden nennt man die Knotenlinie und diese Linie hat zwei Knotenpunkte, nämlich dort wo sich die Venusbahn mit der Knotenlinie schneidet. Einmal kommt die Venus quasi von oben nach unten durch die Ebene der Erdbahn und einmal von unten nach oben. Und nur wenn die Venus während einer unteren Konjunktion genau in einem Knotenpunkt steht, gibt es einen Venustransit. Wenn wir mal davon ausgehen, dass das zu einem bestimmten Zeitpunkt so ist - wann passiert das das nächste Mal? Nicht nach 583,92 Tagen, dann steht die Venus von der Erde aus gesehen zwar wieder vor der Sonne, aber nicht auf der Knotenlinie sondern irgendwo anders und damit von der Erde aus gesehen ein Stück über oder unter der Sonne. Wir wollen jetzt wissen, wann sich eine untere Konjunktion wiederholt, in der die Venus auf der Knotenlinie steht. Ich spare mir jetzt ein wenig Mathematik und komme gleich zum Ergebnis, nämlich der Tatsache, dass die Erde für acht Umläufe um die Sonne fast genau so lange braucht wie die Venus für 13 Runden. Im ersten Fall sind es 2922,048 Tage, im zweiten Fall 2921,113 Tage. Das nennt sich eine 8:13 Resonanz und heißt: Nach acht Jahren stehen Erde und Venus also in Bezug auf die Sonne wieder so wie zuvor. Wenn die Venus heute auf der Knotenlinie steht, dann wird sie das in acht Jahren wieder tun. Und jetzt schauen wir noch mal auf die 583,92 Tage von vorhin, also die Periode mit der sich eine untere Konjunktion wiederholt. Wenn wir das mit 5 multiplizieren, dann landen wir bei 2919,6 Tagen. Was sehr nahe an den 2922 bzw 2921 Tagen liegt, die wir für die 8:13 Resonanz berechnet haben. Während der acht Jahre, die vergangen sind, seit die Venus das letzte Mal auf der Knotenlinie gestanden ist, haben fünf untere Konjunktionen stattgefunden und die letzte davon zufällig wieder fast genau zu dem Zeitpunkt, an dem die Venus das nächste mal auf der Knotenlinie stand. Und das "fast" ist es, dass die Sache noch ein wenig komplizierter macht. Denn wir haben jetzt rausgefunden, warum sich Venustransits nach acht Jahren wiederholen. Aber noch nicht, warum sie sich nicht ALLE acht Jahre wiederholen. Das liegt an den knapp 2,5 Tagen Unterschied zwischen den beiden Perioden, also der 8:13 Resonanz und der 5fachen Periode der unteren Konjunktion. Ich spare mir wieder die entsprechende Rechnerei, aber wegen dieser Differenz ist die Venus nach acht Jahren 2,5 Tage früher vor Ort als die Erde. Während der 2,5 Tage die die Erde braucht um den Punkt zu erreichen, von dem aus ein Venustransit zu sehen ist, bewegt sich natürlich auch die Venus weiter. Ein Stück von der Knotenlinie weg und damit auch ein Stück nach oben oder unten in Bezug auf die Erdbahn. Um circa 269.000 Kilometer, was einem Winkel von 0,36 Grad entspricht. Der Winkel, den die Sonne von der Erde aus gesehen überdeckt ist aber nur 0,5 Grad groß. Wenn die Venus als zum Beispiel beim ersten Transit gerade am unteren Rand der Sonnenscheibe zu sehen war, dann wird sie beim nächsten Transit acht Jahre später 0,36 Grad weiter oben stehen. Und nochmal acht Jahre später wieder 0,36 Grad weiter oben und damit schon über der Sonne. Es ist kein Transit mehr zu sehen, für lange Zeit. Wie lange? Das sehen wir, wenn wir uns die Umlaufzeiten noch ein wenig genauer anschauen. Die 8:13 Resonanz von vorhin war zwar halbwegs exakt, aber nicht ganz. Sehr viel exakter ist die Übereinstimmung zwischen 243 Erdjahren, 395 Umläufen der Venus und 152 Wiederholungen der unteren Konjunktion (das dürfen jetzt alle selbst nachrechnen). Nur alle 243 Jahre wiederholt sich die Situation eines Venustransits also wirklich exakt. Und da es ja zwei Knotenpunkt gibt, kriegen wir alle 243 geteilt durch 2 Jahre, also alle 121,5 Jahre einen Transit. Das Transitpaar, das in den Jahren 2117 und 2125 stattfinden wird (oder stattgefunden hat; nochmal Hallo an die Zukunft!) ist die Wiederholung des Transitpaares, das 243 Jahre zuvor in den Jahren 1874 und 1882 stattgefunden hat. Die Transits aus den Jahren 2004 und 2012 sind die Wiederholung der Transits von 1761 und 1769. Ich weiß, das waren viele Zahlen in dieser Folge. Aber so ist die Astronomie eben auch. Und ich finde es ziemlich erstaunlich, dass man mit gar nicht so komplizierter Mathematik so fundamentale Rechnungen anstellen kann. Wir haben ja wirklich nicht mehr als die Grundrechenarten benötigt und ein bisschen simple Geometrie. Und am Ende konnten wir damit die Ausmaße des Sonnensystems bestimmen und die Abstände zu den Planeten, lange bevor wir in der Lage waren, dorthin zu fliegen.