Sternengeschichten

Die Nummer Eins Sternengeschichten Folge 443: Der Asteroid Ceres Ceres ist die Nummer Eins. Und zwar im absolut buchstäblichen Sinn. Oder im zahlichen Sinne? Gibt es so ein Wort überhaupt? Egal - auf jeden Fall ist Ceres der Asteroid mit der offiziellen Nummer 1. Denn alle Asteroiden im Sonnensystem haben nicht nur eine Namen, sondern auch eine Nummer. Zumindest diejenigen Asteroiden, deren Bahn wir ausreichend gut kennen. Sobald das der Fall ist, bekommen sie eine fortlaufende Nummer zugewiesen und Ceres hat die Nummer "1" bekommen. Weil er der erste Asteroid überhaupt war, den wir entdeckt haben. Und mit "wir" ist der italienische Astronom Giuseppe Piazzi gemeint; die Geschichte wie er 1801 Ceres entdeckt hat, habe ich ja schon ausführlich in Folge 186 erzählt. Ceres ist aber nicht nur der erste Asteroid und die Nummer Eins. Sondern auch ein höchst bemerkenswerter Himmelskörper. Er befindet sich mitten im sogenannten "Asteroidengürtel", also dem Bereich zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter, wo wir bis jetzt die meisten Asteroiden gefunden haben. Und hier gibt es gleich einen kurzen Einschub: In Science-Fiction-Filmen und auch in wissenschaftlichen Dokumentationen wird so ein Asteroidengürtel gerne mal als dicht gefüllte Ansammlung von Felsbrocken dargestellt. Da müssen Raumschiffe dann regelrecht Slalom fliegen, um nicht mit einem Asteroid zu kollidieren. Das könnte kaum weiter von der Realität entfernt sein. In Wahrheit würde ein Raumschiff, dass vom Mars zum Jupiter fliegt mit an Sicherheit grenzender Wahrscheinlichkeit keinen einzigen Asteroid zu Gesicht bekommen. Man muss sich anstrengen, wenn man einen Asteroid erreichen will. Die Asteroiden sind zwar zahlreich, aber klein und der Weltraum ist groß! Wenn man das ganze überschlagsmäßig ausrechnet, findet man im Asteroidengürtel 0,000000005 Asteroiden pro Quadratkilometer. Und das ist nur zweidimensional gerechnet; die Felsbrocken befinden sich ja nicht alle in einer Ebene sondern auch darüber und darunter. Man kann sich mitten im Asteroidengürtel befinden und wird dabei keinen einzigen Asteroid sehen. Das kann man - um wieder zum Thema zurück zu kommen - auch gut an Ceres selbst erkennen. Der Himmelskörper hat einen Durchmesser von 964 Kilometer. Damit ist er das größte Objekt im Asteroidengürtel. Seine Masse beträgt 939 Trillionen Kilogramm, was viel klingt, aber nur ein 78tel der Masse unseres Mondes ist. Oder ein 6360tel der Erdmasse. Und trotzdem dominiert Ceres den Asteroidengürtel: Nimmt man die Masse aller Objekte zusammen, die sich dort befinden, dann macht die Masse von Ceres allein schon ein Viertel davon aus! Die Umlaufbahn von Ceres ist recht unspektakulär. Für eine Runde um die Sonne braucht der Asteroid 1681 Tage, also ein bisschen mehr als 4,5 Jahre. Im Mittel ist der Asteroid 2,8 mal weiter von der Sonne entfernt als die Erde; und die Umlaufbahn ist um knapp 10 Grad gegenüber der Erdbahn geneigt. Sehr viel spannender wird es, wenn man sich Ceres aus der Nähe anschaut. Dass wir das können, liegt an der Raumsonde Dawn. Die flog am 27. September 2007 ins All und hat zunächst einen Zwischenstopp beim Asteroid Vesta eingelegt, von dem ich in Folge 239 mehr erzählt habe. Der war aber 2021 zu Ende und am 6. März 2015 kam Dawn endlich bei Ceres an. Dort blieb sie bis 2018. Beziehungsweise ist Dawn jetzt immer noch dort, aber am 1. November 2018 hat man die Mission für beendet erklärt, da die Treibstoffvorräte alle waren und kein Kontakt mehr möglich. In den fast vier Jahren, die Dawn bei Ceres verbracht hat, hat sie aber jede Menge herausgefunden. Auch wenn Ceres der erste bekannte Asteroid war und auch wenn er der größte Asteroid im Asteroidengürtel ist, wusste man bis 2015 trotzdem kaum, wie es dort aussieht. Selbst die größten Teleskope konnte nicht mehr als verwaschene Bilder produzieren. Was man sah, waren ein paar helle und dunkle Flecken, aber nicht mehr. Dank Dawn haben wir Ceres aber mittlerweile komplett kartografiert. Wir sehen einen Himmelskörper, der auf den ersten Blick ein wenig wie unser Mond aussieht: Grau und mit jeder Menge Kratern. Dieser Eindruck täuscht allerdings; Ceres ist völlig anders als unser Mond. Blicken wir zuerst einmal auf ein Detail. Schon beim Anflug auf Ceres hat Dawn mysteriöse helle Flecken auf der Oberfläche gesehen. Die genaue Erforschung hat gezeigt, dass es sich um Strukturen handelt, die man vor allem im und um den Occator-Krater sehen kann. Der ist 92 Kilometer groß und hat in der Mitte einen Berg von 10 Kilometer Höhe. Und genau dort in der Mitte findet man auch seltsames weißes Zeug. Der ganze Zentralberg ist von diesem weißen Wasauchimmer bedeckt. Erst dank der Daten von Ceres fand man heraus, worum es sich dabei handelt: Natriumkarbonat. Das ist auch unter dem Namen "Soda" bekannt und der eine oder die andere hat es sicherlich schon mal zum Backen verwendet. Denn chemisch gesehen handelt es sich um eine Verbindung von Natrium, Kohlenstoff und Sauerstoff und wenn man es zum Beispiel einem Kuchenteig beigibt, wird Kohlendioxid freigesetzt, dass den Teig aufgehen lässt. Man kann es aber auch zum Putzen verwenden (und es hat jede Menge andere industrielle Anwendungen). Auf Ceres ist aber weder mit Bäckereien zu rechnen, noch wird dort jemand Unmengen an Putzmittel verstreut haben. Wie kommt das Natriumkarbonat also dorthin? Zuerst dachte man, dass vielleicht Meteoriteneinschläge für die hellen Flecken verantwortlich sind. Und bei manchen ist das vielleicht sogar der Fall. Aber der große helle Fleck im Occator-Krater muss eine andere Ursache haben. So viel Natriumcarbonat kann ein Meteorit nicht mitbringen. Auf der Erde finden wir Natriumkarbonat oft in der Nähe von heißen Thermalquellen. Das Material wird aus dem Inneren der Erde an die Oberfläche transportiert und das, so denkt man, passiert auch auf Ceres. Nur dass dieser Himmelskörper ganz anders ist als die Erde. Unser Planet hat einen Kern aus Metall, darüber einen Mantel aus Gestein und eine Kruste aus leichtem Gestein. Ceres ist viel kleiner; dort gab es nicht genug Metall, dass einen Kern bilden konnte. Einen Kern hat er aber trotzdem. Damit ein Himmelskörper eine interne Struktur haben kann, also so etwas wie einen Kern, einen Mantel, eine Kruste, muss er groß genug sein. Je größer, desto mehr Wärme kann er speichern. Einerseits ist das Wärme, die bei der Entstehung frei wird, also bei den ganzen Kollisionen kleinerer Objekte bei deren Verschmelzung dann größere Asteroiden oder Planeten entstehen. Andererseits aber auch Wärme, die beim Zerfall radioaktiver Materialen frei wird. Von denen gab es nicht viel, als das Sonnensystem entstand, aber ein bisschen was war da und je größer ein Himmelskörper ist, desto mehr hat er davon. Die Erde hat bei ihrer Entstehung so viel davon gesammelt, dass die Zerfallswärme immer noch dafür sorgt, dass es im Zentrum des Planeten mehr als 5000 Grad hat. Aber auch Ceres hat genug davon mitbekommen, um auf jeden Fall eine Zeit lang sehr warm zu sein. Während das Innere des Asteroiden geschmolzen war, sind die schweren Bestandteile nach unten gesunken und die leichteren blieben außen. Genug Metall für einen Kern war, wie gesagt, nicht da. Aber Gestein, weswegen man davon ausgeht, dass Ceres einen Kern aus Gestein hat. Darüber liegt ein Mantel aus leichterem Material. Was im Fall von Ceres vor allem Wasser beziehungsweise Eis ist. Denn der Asteroid ist weit genug von der Sonne entfernt entstanden, so dass damals nicht nur Staub und Gestein zur Verfügung stand. Die große Scheibe voll Zeug aus der sich die Himmelskörper gebildet haben, hatte weiter weg von der Sonne auch jede Menge gefrorenes Material, vor allem Wassereis. Wir haben also einen felsigen Kern, umgeben von einer Schicht aus Eis und darüber eine dünne Kruste aus Staub und Eis. Die Temperatur auf der Oberfläche von Ceres liegt bei -106 Grad Celsius; da taut nix auf. Dachte man jedenfalls und man dachte auch, dass Ceres jegliche Wärme schon längst verloren hat. Der Asteroid sollte eigentlich gut durchgekühlt sein… Aber, und das haben die Beobachtungen von Dawn gezeigt: Es ist ganz anders. Offensichtlich ist das Eis von Ceres sehr salzig (auch Natriumkarbonat ist ja ein Salz). Und so wie wir im Winter Salz auf die Straßen streuen um das Eis aufzutauen, könnte auch das Salz in Ceres das Wassereis verflüssigen. Oder eher: verbreien. Man darf sich da keine sprudelnden Quellen vorstellen, keine schwappenden Seen mit Wellen oder so. Aber vermutlich befindet sich ein paar Dutzend Kilometer tief unter der gefrorenen Kruste von Ceres eine Art salziger Wasserbrei. Und ab und zu kann dieses Zeug aus dem Inneren durch Risse nach oben dringen. Dann lagert sich das mitgeführte Natriumkarbonat ab, und es gibt helle Flecken wie im Occator-Krater. So einen "Kryovulkanismus", bei dem Wasser und Eis die Rolle von Gestein und Lava spielen, findet man auch auf anderen Himmelskörpern im Sonnensystem, wie ich in Folge 300 der Sternengeschichten ausführlich erklärt habe. Auf einem so isoliert liegenden und kleinem Asteroid wie Ceres hat man aber nicht damit gerechnet. Mittlerweile hat man auf Ceres auch Wasserdampf nachweisen können. Keine Atmosphäre natürlich, aber aus verschiedenen Stellen seiner Oberfläche dringt Wasserdampf nach außen und zwar um so mehr, je näher sich der Asteroid an der Sonne befindet. Ceres dürfte eine ganz besondere Geschichte hinter sich haben. Dawn hat an seiner Oberfläche auch verschiedene Ammoniak-Verbindungen gefunden. Diese chemischen Stoffe findet man normalerweise nicht so weit innen im Sonnensystem. Aber weiter draußen, wo es noch kälter ist, sind die Bedingungen besser. Dort kann das Zeug bei der Entstehung der Himmelskörper existiert haben und deswegen geht man davon aus, dass der große Asteroid nicht zwischen Mars und Jupiter entstanden ist, also da, wo er sich jetzt befindet. Sondern irgendwo in der Nähe der Umlaufbahn von Neptun. Von der ist er in der chaotischen Frühphase des Sonnensystems dann in seine heutige Umlaufbahn gelangt. Es kann aber auch sein, dass Ceres schon im Asteroidengürtel entstanden ist, aber irgendwann mit einem sehr großen Objekt kollidierte, das aus dem äußeren Sonnensystem gekommen ist. Dank der Dawn-Mission haben wir jede Menge über Ceres herausgefunden. Und jede Menge neue Fragen gefunden, auf die uns eine Antwort fehlt. Der überraschende Lichtpunkt, den Giuseppe Piazzi 1801 im Teleskop gesehen hat, ist zu einer echten Welt geworden. Mit Tälern und Ebenen, mit Kratern und Bergen, mit langen Canyons, die entstanden sind, als Ceres nach seiner Entstehung abkühlte und geschrumpft ist. Mit Eisvulkanen wie dem Ahuna Mons, der es auf eine Höhe von 6 Kilometern bringt. Lange, helle Streifen laufen über seine Flanken hinab; auch hier ist Salz von früheren Ausbrüchen zu sehen. Ceres ist die Nummer Eins und Ceres ist einzigartig. Das gilt aber für jeden Himmelskörper dort draußen. Wir mögen zwar die acht großen Planeten erforscht haben und denken, wir wüssten deswegen, wie das Sonnensystem beschaffen ist. Aber solange wir nicht auch die vielen kleinen Welten wie Ceres besucht haben, wissen wir eigentlich gar nichts…

Das Universum im Computer Sternengeschichten Folge 442: Numerische Astronomie In dieser Folge der Sternengeschichten geht es um eines der wichtigsten Instrumente der modernen Astronomie. Ein Instrument, über das ich erstaunlicherweise in den bisherigen 440 Folgen noch nie ausführlich geredet habe und dieses Versäumnis muss dringend behoben werden. Denn ohne dieses Instrument geht in der modernen Forschung gar nichts. Und ich spreche nicht von einem speziellen Teleskop oder einem Satellit. Sondern von dem, was vermutlich die meisten von uns zuhause oder am Arbeitsplatz stehen haben: Einen Computer. Den benutzt man in der Astronomie natürlich genau so, wie wir ihn alle benutzen. Die Forscherinnen und Forscher schreiben damit ihre Fachartikel; sie rufen ihre Emails ab und recherchieren damit in Literaturdatenbanken. Vermutlich schaut man damit auch zwischendurch mal das eine oder andere YouTube-Video, das nichts mit Forschung zu tun hat, liest die Zeitung oder spielt vielleicht sogar zwischendurch mal ein Computerspiel. Man kann ja nicht immer nur arbeiten… Aber WENN man arbeitet, dann ist der Computer in der Astronomie weit mehr als ein organisatorisches Hilfsmittel. In der "numerischen Astronomie" steht der Computer gleichberechtigt neben dem Teleskop als Quelle für relevante Daten. Klassisch lässt sich die Astronomie in zwei große Bereiche einteilen. Da ist einmal das, an das man sofort denkt, wenn man "Astronomie" hört: Die Beobachtung! In der beobachtenden Astronomie schaut man - wenig überraschend - zum Himmel und analysiert die Himmelskörper die man sieht. Früher fand diese Beobachtung mit den Augen statt; später hat man immer mehr technische Hilfsmittel wie Teleskope oder Satelliten genutzt. Ebenso lange wie die beobachtende Astronomie gibt es aber auch die theoretische Astronomie. Hier probiert man auf mathematischem Weg die Himmelskörper zu verstehen. Als etwa Johannes Kepler zu Beginn des 17. Jahrhunderts berechnet hat, wie man die Bewegung der Planeten beschreiben kann und seine berühmten Keplerschen Gesetze aufgestellt hat, war das theoretische Astronomie. Als Urbain LeVerrier im 19. Jahrhundert aus Unregelmäßigkeiten in der Bewegung des Planeten Uranus auf die Existenz eines weiteren, damals noch unbekannten Planeten geschlossen hat, war das theoretische Astronomie. Entdecken musste diesen Planeten dann natürlich jemand, der durch ein Teleskop schaut (was in dem Fall auch passiert ist und zum Fund von Neptun geführt hat). Beobachtung und Theorie sind unterschiedliche Gebiete, die dennoch fest zusammenhängen. Das eine kommt nicht ohne das andere aus. Lange Zeit über bestand die Arbeit der theoretische Astronomie zum Beispiel aus der Berechnung von Sternpositionen und der Erstellung entsprechender Himmelskarten. Und aus dem Berechnen und Verfassen langer Tabellen, die die Position der Planeten für konkrete Zeitpunkte der Zukunft vorhersagen. Ohne solche Kataloge, Karten und Tabellen kommt man bei der Beobachtung natürlich nicht aus. Früher haben die meisten Astronom:innen auch beobachtet UND gerechnet. Heute hat sich die Wissenschaft sehr viel mehr spezialisiert. Ein bisschen rechnen muss man natürlich immer können, wenn man Astronomie betreiben will. Aber mittlerweile hat sich zwischen Theorie und Beobachtung ein komplett neues Gebiet etabliert: Die numerische Astronomie. Die wird immer ein wenig vernachlässigt, wenn man über die Forschung spricht. Das finde ich ungerecht. Denn erstens ist sie enorm wichtig und zweites war die numerische Astronomie auch mein eigenes Arbeitsgebiet. Es wird also Zeit, mal ein wenig ausführlicher darüber zu reden! Als Naturwissenschaft will die Astronomie natürlich die Natur erforschen. Es geht darum herauszufinden, was da draußen im Universum tatsächlich und real passiert. Die Forschung der Astronomie muss sich also immer an echten Beobachtungsdaten orientieren. Man kann sich nicht einfach irgendwas ausdenken. Oder, etwas anderes gesagt: Man kann sich schon etwas ausdenken. Das muss man aber auf die richtige Weise tun, so dass es als vernünftige wissenschaftliche Hypothese durchgeht. So eine Hypothese, so eine Vermutung muss prinzipiell durch Beobachtungen überprüfbar sein. Manche Dinge lassen sich in der Astronomie nur sehr schwer überprüfen und manche lassen sich so gut wie nicht beobachten. Genau hier kommt die numerische Astronomie ins Spiel. Nehmen wir eine ganz klassische Frage: Man hat - durch Beobachtung - einen Asteroid entdeckt. Und will jetzt wissen, wo der in Zukunft hinfliegt. Man will vor allem wissen, ob er irgendwann mit der Erde kollidiert. Aus den Beobachtungsdaten kann man nun natürlich seine Umlaufbahn um die Sonne berechnen. Aber das reicht nicht. Denn wie ich in vielen Folgen schon erzählt habe, sind die Umlaufbahnen der Himmelskörper nicht fix. Sie ändern sich dauernd, weil alle Himmelskörper im Sonnensystem einander mit ihrer Gravitationskraft beeinflussen. Das kann man natürlich auch alles entsprechend berechnen. Zumindest im Prinzip… In der Praxis wird das sehr schnell sehr kompliziert. Denn ändern sich die Positionen der Himmelskörper, dann ändert sich auch die Stärke der Anziehungskraft, die sie ausüben. Und dadurch ändern sich die Positionen - wodurch sich die Anziehungskraft wieder ändert. Und so weiter, bis in die Unendlichkeit. Man kann zwar mathematisch die Gesetze beschreiben, denen die Bewegung der Himmelskörper folgt. Das ist das, was Menschen wie Johannes Kepler, Isaac Newton oder Albert Einstein getan haben. Man kann diese Gleichungen aber nicht mehr exakt lösen, wie ich in Folge 175 schon genauer erklärt habe. Da sich alle Himmelskörper gegenseitig beeinflussen und die Stärke des Einflusses bestimmt, wie stark der Einfluss ist, kriegt man eine Art unendliche Rückkopplung die schlicht und einfach mathematisch nicht mehr exakt darstellbar ist. Jetzt hat man zwei Möglichkeiten. Oder eigentlich drei: Natürlich kann man sich einfach auf den Beobachtungsstandpunkt zurückziehen und sagen: Ich SCHAUE einfach, ob der Asteroid mit der Erde kollidiert oder nicht. Das ist aber unpraktisch, denn sowas will man gerne vorher wissen. Und es ist ein weiteres Mal unpraktisch, weil es unter Umständen Jahrzehnte, Jahrhunderte oder Jahrtausende dauert, bis es so weit ist. Und wenn ich nicht an der Bewegung eines Asteroiden interessiert bin, sondern an der Bewegung von zum Beispiel Galaxien, dann dauert es Jahrmilliarden. Das kann man alles zwar im Prinzip beobachten. In der Praxis aber nicht. Von den verbleibenden zwei Möglichkeiten ist die erste der klassische theoretische Ansatz: Man probiert, die mathematischen Gleichungen so weit zu vereinfachen, dass man trotzdem irgendwelche brauchbaren Lösungen kriegt. Im Fall der Bewegung der Himmelskörper nennt sich das dann "Störungsrechnung" und ich habe in Folge 96 ein bisschen was dazu erzählt. Am Ende kriegt man dann eine Ahnung, wie sich der Asteroid bewegt. Aber man hat unterwegs so viele Vereinfachungen machen müssen, dass man nicht mehr wirklich gut vorhersagen kann, was in der Zukunft passieren wird. Vor allem muss man wirklich viel rechnen, wenn man das herausfinden wollen würde. Das war früher nicht möglich. Man wusste zwar, was man rechnen muss. Aber es war schlicht und einfach zu viel Arbeit, die Rechnungen auch konkret durchzuführen. Wenn man alles händisch mit Bleistift auf Papier ausrechnen muss, gibt es Grenzen. Man kann die Position der Himmelskörper vielleicht für ein paar Jahre halbwegs genau vorhersagen. Aber es ist praktisch unmöglich zu wissen, was in ein paar Jahrhunderten passieren wird oder gar in ein paar Millionen Jahren. Bleibt Möglichkeit drei: Die numerische Astronomie. Würde ich jetzt sagen, dass die darin besteht, einfach mit dem Computer zu rechnen, als mit der Hand, der wäre das zu sehr vereinfacht. Aber im Prinzip geht es genau darum. Eben weil wir seit ein paar Jahrzehnten die Möglichkeit haben, Rechnungen am Computer durchzuführen, können wir wesentlich mehr machen als vorher. Wir können die Bewegung der Himmelskörper immer noch nicht exakt bestimmen; das verbietet die zugrunde liegende Mathematik. Aber wir können sie quasi beliebig exakt annähern. Dazu bauen wir uns im Computer ein Modell des Sonnensystems. Wir kennen aus Beobachtungen die aktuellen Positionen der Himmelskörper. Wir kennen aus der Theorie die Gesetze, die die Bewegung bestimmen. Und aus der Mathematik wissen wir auch, wie wir solche Gleichungen wenn schon nicht exakt, dann zumindest näherungsweise lösen können. Der Fehler unserer Lösung wird umso größer, je weiter wir in die Zukunft schauen wollen. Also schauen wir einfach nur sehr kurz in die Zukunft und berechnen, wie die Position der Planeten morgen sein wird. Das hilft uns vorerst nicht viel weiter. Aber ein Computer kann diese Rechnung sehr schnell anstellen. Und dann nehmen wir den morgigen Zustand einfach als neuen Startpunkt für eine weitere Rechnung und schauen, wie es übermorgen aussieht. Und so weiter. Am Ende können wir mit diesen numerischen Modellen ein paar Jahrtausende oder Jahrmillionen weit in die Zukunft schauen. Auch hier gibt es natürlich Grenzen. Die Beobachtungsdaten sind nicht beliebig genau und diese Fehler setzen sich bei den Berechnungen fort. Man kann den aktuellen Zustand des Sonnensystems auch anderweitig nicht beliebig genau festhalten. Man müsste zum Beispiel berücksichtigen, dass jeder Himmelskörper eine unregelmäßige Form hat und seine Masse nicht exakt gleichmäßig verteilt ist. Man müsste nicht nur den gravitativen Einfluss der großen Planeten berücksichtigen, sondern auch den der vielen kleinen Milliarden Asteroiden. Das ist alles prinzipiell möglich; aber irgendwann stößt man an die Grenzen der aktuellen Computertechnik. Trotzdem lassen sich mit numerischen Modellen sehr gute Aussagen über die Zukunft machen, denn die kleinen Fehler fallen nur dann ins Gewicht, wenn man entweder extrem genaue Ergebnisse haben will oder aber sehr weit in die Zukunft blicken möchte. Numerik ist aber weit mehr, als nur ein paar Zahlen in einen Computer zu tippen. Es gibt in der numerischen Astronomie so gut wie keine vorgefertigte Software. Jede Forschungsfrage ist so speziell, dass man sich so gut wie immer seine eigenen Programme schreiben muss. Man muss die richtige Näherungsmethode für die vorliegenden Gleichungen finden; die richtige Strategie, wie man diese Gleichungen am Computer löst und braucht ein gutes astronomisches Verständnis um das Modell so aufsetzen zu können, dass man am Ende die Antworten auf genau die Frage kriegt, die man gestellt hat. Ein Beispiel: Wenn ich wissen will, wie sich die Asteroiden in der Nähe der Erde bewegen, wie muss ich dann den Zeitschritt der Simulation wählen? Also den "Sprung" in die Zukunft, den ich bei jedem Berechnungsschritt mache? Beim meiner Erklärung vorhin habe ich einen Tag gewählt, das aber war rein willkürlich. Das muss man immer auf das Problem abstimmen und im Fall der erdnahen Asteroiden muss ich mir zum Beispiel überlegen, was mit Merkur und mit Neptun ist. Neptun braucht 165 Jahre für eine Runde um die Sonne. Merkur dagegen nur 88 Tage. Ein erdnaher Asteroid braucht ungefähr ein Jahr. Wenn ich jetzt eine Million Jahre in die Zukunft schauen will, und einen Zeitschritt von einem Tag wähle, muss ich eine Million mal 365 die gravitative Wechselwirkung zwischen allen beteiligten Himmelskörpern ausrechnen. Das kann einen Computer schnell an seine Grenzen bringen (man hat ja in der Wissenschaft auch nicht immer beliebig viel Geld zur Verfügung um bessere Geräte zu kaufen). Also nehmen wir vielleicht besser ein halbes Jahr als Zeitschritt? Dann bräuchten wir nur eine halbe Million Rechenschritte - würden aber den Merkur in der Simulation verlieren: Wenn ich den Zustand des Sonnensystems nur alle knapp 183 Tage (also ein halbes Jahr) betrachte, der Merkur aber in 88 Tage einmal um die Sonne rum ist, dann kann ich seine Bewegung in der Simulation nicht mehr auflösen. Jetzt ist der Merkur ein recht kleiner Planet mit recht geringer Masse. Sein gravitativer Einfluss ist ebenso gering und man kann sich nun überlegen, ob das Ergebnis der Simulation signifikant ungenauer wird, wenn man ihn einfach weglässt. Das muss man natürlich testen und mit den eigenen Ansprüchen an die von der Simulation gewünschten Antworten abstimmen. In manchen Fällen wird man Merkur ignorieren können, in manchen dagegen nicht. Umgekehrt mit Neptun hat man ein ähnliches Problem: Wenn man zum Beispiel feststellt, dass man Merkur braucht, wird man den Zeitschritt auf zum Beispiel höchstens circa 10 Tage setzen können um gute Ergebnisse zu kriegen. Man bräuchte dann aber auch auf jeden Fall mindestens 6022 Rechenschritte, um damit einen kompletten Umlauf des Neptuns zu simulieren. Will man wirklich wissen, wie der Einfluss des Neptuns ist, reicht aber ein einziger Umlauf nicht; da wird man vielleicht ein paar zehntausend Umläufe oder noch mehr benötigen - und entsprechend viele Rechenschritte. Also muss man sich überlegen, ob man Neptun rauswerfen kann oder nicht. Wenn man numerische Astronomie betreibt, muss man also definitiv auch die astronomischen Phänomene gut verstehen um die es geht; es reicht nicht, einfach nur ein paar Computerprogramme zu schreiben. Und die Numerik spielt nicht nur bei der Bewegung der Himmelskörper eine Rolle. Man braucht sie überall! Zum Beispiel wenn wir Sterne verstehen wollen. Auch da können wir nicht direkt reinschauen; auch hier müssen wir Computersimulationen und Beobachtungsdaten kombinieren. Und auch hier müssen wir wissen, WIE wir rechnen sollen. Reicht vielleicht ein zweidimensionales Modell des Sterns aus oder müssen wir die ganzen wirbelnden und strömenden Gasmassen dreidimensional am Computer simulieren? Was müssen wir alles simulieren um an Ende Vorhersagen über die Auswirkungen an der Oberfläche des Sterns machen zu können, die der Beobachtung zugänglich ist? Und so weiter - ohne Numerik geht es nicht. Also 2015 die Entdeckung der ersten Gravitationswellen bekannt gegeben wurde, hat man verkündet, man habe die Auswirkungen der Kollision zweier schwarzer Löcher gemessen. Was auch richtig war, aber nicht die ganze Geschichte. Die entsprechenden Gravitationswellen waren absurd schwach und das Meßgerät absurd groß (mehrere Kilometer lang). Es war auch extrem empfindlich und hat ALLES gemessen; jede kleinste Erschütterung in der Umgebung. Will man in all diesem Datenrauschen die Gravitationswellen zweier kollidierender schwarzer Löcher finden, muss man GENAU wissen, wonach man sucht. Und woher weiß man das? Weil zuvor sehr viele Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler sehr viel Arbeitszeit damit verbracht haben, neue Methoden zu entwickeln, wie man die Kollision von schwarzen Löchern am Computer berechnen und die dabei entstehenden Gravitationswellen vorhersagen kann! In der Astronomie geht es immer noch um Sterne, Planeten und Galaxien. Aber wir stehen schon längst nicht mehr nur Nacht für Nacht am Teleskop und schauen in den Himmel. Das ist weiterhin wichtig. Aber ohne das Universum im Computer wüssten wir heute längst nicht so viel über das Universum da draußen.

Ehemalige Hauptstadt der Astronomie Sternengeschichten Folge 441: Die Bonner Durchmusterung Der Himmel ist voller Sterne. Als Astronom werde ich immer wieder mal gefragt, ob ich auch schon mal einen neuen Stern entdeckt habe. Habe ich nicht. Das tut man in der Astronomie so gut wie nie. Ab und zu findet man einen Stern, der außergewöhnlich ist, zum Beispiel die Sterne, die ich in den Folgen 433, 437 oder 438 vorgestellt habe. Aber die "entdeckt" man nicht im eigentlichen Sinn. Man erforscht sie, und findet unter Umständen etwas cooles über sie raus! Es gibt schlicht und einfach zu viele Sterne um sie entdecken zu können. Unsere Milchstraße besteht aus circa 200 Milliarden Sterne. Man muss nur mit einem ausreichend guten Teleskop ausreichend genau zum Himmel blicken, und hat mit einem Schlag mehr Sterne im Blick, als man überhaupt sinnvollerweise erforschen kann. Die Sterne sind da, wir müssen einfach nur hinschauen, um sie zu sehen. Das hat mit "Entdecken" nichts zu tun. Wir wollen die Sterne verstehen, wir wollen mehr über sie wissen, als nur dass sie da sind. Dafür müssen wir die unzähligen Sterne irgendwie sinnvoll organisieren, sortieren und vor allem katalogisieren. Das erste, was man von einem Stern wissen muss, ist seine Position am Himmel und seine Helligkeit. Auf diesen Daten baut der ganze Rest unseres Wissens über das Universum auf. Ohne diese absolut fundamentalen Informationen kann man keine seriöse astronomische Forschung angehen. Deswegen WAR die Astronomie die längste Zeit ihrer Existenz über auch genau das: Der Versuch, Positionen und Helligkeiten von so vielen Sternen wie möglich so genau wie möglich zu bestimmen. Wir haben heute ein völlig anderes Bild von der Arbeit in der Astronomie als früher. Heute sehen wir die bunten Bilder der großen Weltraumteleskope. Wir sind fasziniert von der Erforschung schwarzer Löcher, ferner Galaxien, fremder Planeten. Die Astronomie ist ein großes Abenteuer bei der wir quer durch das gesamte Universum wandern. Die Astronomie war früher auch ein Abenteuer - aber eines, das aus heutiger Sicht sehr viel weniger aufregend wirkt. Wer früher - und damit ist alles gemeint, was circa bis zum Ende des 19. Jahrhunderts stattgefunden hat - ernsthaft astronomisch arbeiten wollte, musste vor allem sehr gut rechnen und beobachten können und durfte absolut kein Problem damit haben, über lange Zeit hinweg die immer gleichen, sich wiederholenden Arbeitsschritte zu absolvieren. Man saß Nacht für Nacht vor dem Teleskop, in Kälte und in Dunkelheit. Nicht so wie heute, wo man die Beobachtungen vom warmen, hellen Kontrollraum steuert oder überhaupt vom Schreibtisch im eigenen Büro ganz woanders auf der Welt. Damals musste man mit eigenen Augen durchs Teleskop schauen und die Ergebnisse der Beobachtung händisch irgendwo notieren. Das Resultat so einer Beobachtungsnacht war eine lange Liste an Daten und Zahlen, die man dann untertags mathematisch auswerten musste. So ging es Tag für Tag und Nacht für Nacht. Ja, es gab auch andere Tätigkeiten; man konnte die Planeten beobachten; man konnte nach Kometen suchen; man konnte philosophisch über die Natur des Universum spekulieren, usw. Aber die "echte" Astronomie damals war genau das: Die Position von Sternen messen. So viele wie möglich und so genau wie möglich. Und am Ende einen Katalog mit den Ergebnissen veröffentlichen. Das klingt aus heutiger Sicht langweilig. Ist es aber nicht. Das ist auch heute noch enorm wichtig. Wir brauchen diese Kataloge. Sie sind immer noch die Grundlage der Astronomie. Ich hab in den Folgen 370 und 395 schon genauer erklärt, warum das so wichtig ist. Kurz gesagt: Was auch immer wir wissen wollen - wie alt ein Stern ist, wie heiß er ist, wie weit er entfernt ist, ob er von Planeten umkreist wird oder nicht, und so weiter - was auch immer wir wissen wollen: Wir müssen zuerst wissen, wo sich der Stern am Himmel befindet und wie hell er ist. Sternkataloge hat man daher von Anfang an erstellt. Zuerst hat man die Sterne einfach "so", mit freiem Auge beobachtet und die entsprechenden Daten so gut wie möglich geschätzt. Später hat man Hilfsmittel benutzt, Instrumente aus Stein oder Holz um die Höhe der Sterne über dem Horizont zu messen und ihre Bewegung verfolgen zu können. Dann kamen die Teleskope, die die Beobachtung einfacher machten - aber auch sehr viel mehr Sterne sichtbar: Noch mehr Material für noch mehr Beobachtungen… In der heutigen Folge der Sternengeschichten möchte ich mich einem ganz speziellen Katalog widmen, der im 19. Jahrhundert und darüber hinaus von enormer Bedeutung für die Astronomie war. Es geht um die "Bonner Durchmusterung", die - wie der Name andeutet - an der Sternwarten von Bonn in Deutschland erstellt wurde. Und zwar von Friedrich Wilhelm August Argelander. Er wurde am 22. März 1799 in Klaipėda geboren. Das liegt heute in Litauen; war damals aber Teil von Ostpreußen und Argelanders Geburtsstadt trug den deutschen Namen "Memel". Er begann ein Studium an der Universität Königsberg; eigentlich um dort Wirtschaft zu studieren. Zu der Zeit hielt dort aber der große Astronom Friedrich Wilhelm Bessel Vorlesungen und die begeisterten Argelander so, dass er auf Astronomie umstieg. Nach dem Studium arbeitete er zuerst an der finnischen Sternwarte in Turku; später wurde er Professor an der Universität Helsinki. In seiner Zeit in Finnland beschäftigte sich Argelander vor allem mit der Messung von Helligkeiten der Sterne und mit Untersuchungen zu ihrer Bewegung. 1836 aber beschloss Preußen, eine neue Sternwarte in Bonn zu bauen. Und Argelander sollte ihr erster Direktor werden, was ein Jahr später auch genau so passierte. Es hat dann aber noch bis 1845 gedauert, bis das Observatorium fertig war. Damals gab es natürlich schon Sternkarten und -kataloge. Argelander selbst hatte sich immer wieder damit beschäftigt und Daten gesammelt. Aber wie das so ist mit solchen Projekten: Man verliert leicht den Überblick. Sterne schauen ja nur wie helle Punkte am Himmel aus; einer wie der andere. Und bei so VIELEN Punkten, macht man leicht mal Fehler. Manche Sterne, die man im Teleskop sehen konnten, fehlten in den Karten; manche waren in der Karte, obwohl es sie am Himmel gar nicht gab. Unterschiedliche Kataloge machten unterschiedliche Angaben. Und je besser die Teleskope wurden, desto mehr Sterne konnte man sehen - und wenn die neuen nicht bald in den Katalogen landeten, dann war das Potenzial für Verwechslungen und Fehler groß. Mitte des 19. Jahrhunderts brauchte es dringend einen neuen und besseren Katalog. Nicht nur der Sterne wegen: 1801 hatte man den ersten Asteroid im Sonnensystem entdeckt; in den nächsten Jahrzehnten einen ganzen Schwung mehr dieser Himmelskörper. Im Gegensatz zu Kometen schauen Asteroiden im Teleskop aber auch nur aus wie helle Punkt. Anders gesagt: Sie sehen aus wie Sterne und wenn man sie beobachten und entdecken will, schafft das natürlich Probleme. Nur wenn man ganz genau weiß, wo am Himmel überall die Sterne sind, kann es einem auffallen, dass da ein weiterer Lichtpunkt ist, der nicht dazu passt und der kein Stern, sondern ein Asteroid ist. Es gab noch jede Menge andere Gründe, einen neuen Katalog zu erstellen und Argelander nahm sich vor, einen Katalog zu machen, der nicht nur umfangreicher war als die bisherigen, sondern auch genauer und vor allem ohne Fehler. Dazu musste er sich aber erst einmal ein entsprechendes Verfahren überlegen. Wenn man so des Nachts in der Sternwarte sitzt und durchs Teleskop schaut, sollte es ja dunkel sein. Nur wenn die Augen völlig an die Dunkelheit angepasst sind, kann man auch noch die schwachen Sterne am Himmel erkennen. Wenn man aber gleichzeitig die Position der Sterne im Teleskop mit denen von Sternen auf einer Sternkarte vergleichen muss, wird es schwierig. Dann braucht man Licht und wenn man ständig von Hell nach dunkel wechselt, sieht man nichts mehr. Es ist auch problematisch, wenn man immer wieder zum Himmel schaut, dann den Blick wieder vom Teleskop löst, wieder durch schaut, und so weiter. Auch da kommt es leicht zu Verwechslungen; man übersieht Sterne, die man eigentlich notieren sollte oder trägt andere doppelt in die Liste ein. Die bisherigen Methoden - so Argelander - waren nicht ausreichend für einen wirklich GUTEN Katalog. Nach viel probieren sah seine Methode am Ende dann so aus: Beobachtet wird an der Sternwarte Bonn, mit einem vergleichsweise kleinem Teleskop. Das von Joseph von Fraunhofer hergestellte Instrument hat nur eine Öffnung von 7,8 Zentimeter - aber ein 6 Grad großes Gesichtsfeld. Damit würde man 12 Vollmonde nebeneinander am Himmel im Teleskop sehen können - oder eben einen entsprechend großen Ausschnitt des Sternenhimmels. Beobachtet werden sollten alle Sterne mit einer Deklination von -2 Grad bis +90 Grad. Die Deklination ist eine der beiden Koordinaten die man am Himmel braucht, um die Position eines Sterns anzugeben. Sie ist am Himmel das, was auf der Erde die geografische Breite ist. Ein Stern mit einer Deklination von +90 Grad würde genau im Himmelsnordpol stehen, einer mit -90 Grad entsprechend am Himmelssüdpol und bei 0 Grad ist der Himmelsäquator; also der an den Himmel projizierte Äquator der Erde. Anders gesagt: Argelander wollte die gesamte nördliche Hälfte des Sternenhimmels kartografieren und einen kleinen Teil des südlichen. Dabei sollten alle Sterne bis zur 9 Größenklasse katalogisiert werden. Also nicht nur die, die man ohne Teleskop sehen kann - das sind grob die Sterne von erster bis zur sechsten Größenklasse - sondern auch die, die noch ein bisschen schwächer leuchten. Der konkrete Beobachtungsablauf funktionierte dann so: Eine Person saß - oder besser gesagt: lag halbwegs bequem - unter dem Teleskop. Sie hatte ihr Auge immer am Objektiv und blickte auf die Sterne. Im Teleskop war eine Glasplatte mit Markierungen eingebaut. Einmal waagrechte Striche, um direkt die Deklination ablesen zu können, auf 6 Bogensekunden genau, also mit einer Genauigkeit von 0,0016 Grad. Es braucht aber noch eine zweite Koordinate, die Rektaszension. Die wird in der Astronomie in Stunden gemessen. Sie entspricht der geografischen Länge auf der Erde. Vereinfacht gesagt kann man sich das so vorstellen: Der Sternenhimmel dreht sich - scheinbar, weil sich ja die Erde um ihre Achse dreht - in 24 Stunden einmal komplett herum. Markiert man die Position eines Sterns zu einem bestimmten Zeitpunkt, dann wird er 24 Stunden später wieder an diesem Punkt sein (wie gesagt, das ist eine vereinfachte Darstellung; ich hab das in Folge 307 genauer erklärt). Man hat nun einen bestimmten Punkt am Himmel ausgewählt - den Frühlingspunkt, also der Punkt am Himmel, in dem die Sonne genau zu Frühlingsanfang zu finden ist - und misst die Rektaszension von dort aus (so wie man auf der Erde die geografische Länge von Greenwich in London aus misst). Der Frühlingspunkt dreht sich mit dem Himmel mit, darum bleibt die Rektaszension eines Sterns gleich. In der Praxis beobachtet man den Sternenhimmel in einem Teleskop, das fix montiert ist. Man sieht darin also, wie die Sterne sich mit der Drehung des Himmels bewegen. Sobald sie eine bestimmte Grenze überschreiten - Argelander hatte dazu eine vertikale Linie auf der Glasplatte in seinem Teleskop markiert - schreibt man den exakten Zeitpunkt auf. Aus dieser Zeit kann man später berechnen, welche Rektaszension der Stern hat. Die eine Person, die unter dem Teleskop liegt, tut also nichts anders, als die durch das Blickfeld ziehenden Sterne zu beobachten. Sobald ein Stern die Vertikale Linie passiert, ruft sie laut die von ihr geschätzte Helligkeit in den Raum. Dort sitzt eine zweite Person, die ständig eine astronomische Uhr im Blick hat. Sie schreibt die Uhrzeit und die Helligkeit in eine Liste während die erste Person die Deklination notiert (ohne dabei den Blick vom Himmel zu lösen). Das kann durchaus stressig werden; bei Argelanders Beobachtungen mussten manchmal bis zu 30 Sterne pro Minute notiert werden. Sicherheitshalber machte man deshalb immer zwei Durchläufe und nur dort, wo beide übereinstimmten, nahm man die Daten in den Katalog auf. Die beobachtenden Personen waren auch meistens nur zwischen einer und eineinhalb Stunden bei der Arbeit. Während ein frisches Team die Arbeit weiterführte, wurden die gerade gemachten Beobachtungen sofort verglichen und nach Unstimmigkeiten gesucht, solange man noch alles was man gesehen hatte, frisch im Gedächtnis war. Argelander selbst übernahm vor allem die Organisation des ganzen; die Beobachtungen wurden hauptsächlich von seinen Assistenten Eduard Schönfeld und Adalbert Krüger durchgeführt. Das Projekt startete am 25. Februar 1852 und die letzten Beobachtungen wurden am 27. März 1859 gemacht. In dieser Zeit hatte man 324.198 Sterne vermessen. Bis der Katalog fertig war, dauerte es aber noch. Der erste Teil konnte gleich 1859 veröffentlicht werden; die Teile 2 und 3 folgten 1861 und 1862. Damit war der beste, umfangreichste und genaueste Sternenkatalog der damaligen Zeit fertig. Er wurde schnell unter dem Namen "Bonner Durchmusterung" bekannt. Heute gibt es natürlich wesentlich bessere Kataloge; das Weltraumteleskop GAIA hat 2018 eine Datenbank mit Informationen über 1,7 Milliarden Sterne veröffentlicht. Aber für das späte 19. Jahrhundert war die Bonner Durchmusterung absolut hervorragend. Und ihre Spuren findet man heute noch: Zum Beispiel in der Bezeichnung mancher Sterne. Viele, die keinen prominenten Namen haben, werden manchmal immer noch mit ihrer Katalognummer aus der Bonner Durchmusterung klassifiziert. Zum Beispiel "BD+19°2777": Das ist der 2777te Stern im Katalog in der Zone am Himmel, die zwischen 19 und 20 Grad Deklination liegt. In dem Fall hat der Stern übrigens einen prominenten Namen, es handelt sich um Arcturus, im Sternbild Bärenhüter. Die Bonner Durchmusterung wurde bald nach ihrer Fertigstellung erweitert. Eduard Schönfeld, der nach Argelanders Tod im Jahr 1875 selbst Direktor der Sternwarte in Bonn wurde, katalogisierte bis 1881 immerhin 133.659 Sterne am Südhimmel; noch ein bisschen später wurde - diesmal unabhängig von Bonn - die "Cape Photographic Durchmusterung" für den Südhimmel von Südafrika aus durchgeführt. Diesmal schon fotografisch und man schaffte es, knapp eine halbe Million Sterne in den Katalog aufzunehmen. Gleichzeitig machten sich Astronomen der Argentinischen Nationalsternwarte daran, den kompletten südlichen Himmel auf die gleiche Weise wie Argelander zu katalogisieren und das Resultat war die "Cordoba Durchmusterung", die 1930 mehr als 600.000 Sterne umfasste. Heute macht man solche Katalogprojekte mit Weltraumteleskopen; die erforderliche Genauigkeit ist so groß geworden, dass es von der Erde aus nicht mehr vernünftig machbar ist. Aber die alten Daten haben immer noch ihren Wert; oft braucht man alte Informationen um die neuen besser einordnen zu können. Bonn mag nicht mehr die Hauptstadt von Deutschland sein. In der Astronomie ist der Name der Stadt aber immer noch bestens bekannt.

Hinter dem Komma wird es düster Sternengeschichten Folge 440: Die Gravitationskonstante Ohne Gravitation geht nichts im Universum. Vor allem in der Astronomie, wo es ja meistens um sehr massereiche Objekte wie Sterne oder Planeten geht, kommt man ohne Gravitation nicht aus. Wenn man das Universum in seiner Gesamtheit verstehen will, braucht man die Gravitation. Man braucht sie auch, wenn man alles andere verstehen will - immerhin ist die Gravitation eine der vier fundamentalen Kräfte der Natur. Und wenn man wissen will, wie eine Kraft funktioniert, dann muss man natürlich auch wissen, wie stark sie ist. Wir alle haben in der Schule von Newtons Gravitationsgesetz gehört. Im 17. Jahrhundert hat Isaac Newton festgestellt, dass die Gravitationskraft zwischen zwei Objekten proportional zu den Massen der beiden Objekte ist und indirekt proportional zum Quadrat ihres Abstandes. Aber wir wollen ja wissen, wie stark die Kraft genau ist. Das mit dem "proportional" heißt in dem Fall ja nur: Wenn die Masse der Objekte größer wird, wird die Gravitationskraft im gleichen Ausmaß größer. Und wenn der Abstand größer wird, dann sinkt die Kraft und zwar nicht im gleichen Ausmaß, sondern schneller (weil sie ja zum Quadrat des Abstands proportional ist). Das zu wissen ist gut, wenn man prinzipiell verstehen will, wie die Gravitationskraft funktioniert. Aber wenn man konkret berechnen will, wie stark die Kraft ist - zum Beispiel weil man wissen will, wie sich die Himmelskörper bewegen und wohin sie sich bewegen - dann reicht das "proportional" nicht. Deswegen findet man in Newtons Gravitationsgesetz auch noch eine Zahl, eine "Proportionalitätskonstante". Die exakte Formel lautet: Gravitationskraft ist gleich Masse eins mal Masse zwei, geteilt durch den Abstand zum Quadrat und das ganze nochmal multipliziert mit G. Womit wir jetzt beim Thema dieser Folge sind: G. Das ist die Gravitationskonstante. Es ist eine Naturkonstante und sie sagt uns, wie stark die Gravitationskraft ist. Ohne den genauen Zahlenwert von G zu kennen, können wir keine Gravitationskräfte zwischen Objekten berechnen. Das gilt übrigens nicht nur für die Formel von Isaac Newton. Seit 1915 haben wir ja eine neue, bessere Beschreibung der Gravitation von Albert Einstein, die allgemeine Relativitätstheorie. Und auch in diesen Formeln finden wir G. Was auch sonst; diese Zahl muss immer auftauchen, wenn es um Gravitation geht. Aber schauen wir nochmal zurück ins 17. Jahrhundert, zu Isaac Newton. Als er damals seine Formel zur Gravitation aufgestellt hat, war ihm natürlich klar, dass er dafür die Zahl braucht, mit der man die Stärke der Gravitation angibt. Er konnte sie damals aber nicht bestimmen; es gab keine Messgeräte dafür und er konnte sie nur schätzen. Das reicht in der Wissenschaft aber nicht, wenn es um Naturkonstanten geht, dann wollen wir die so exakt wie nur irgendwie möglich kennen. Das ist aber - gerade bei der Gravitationskonstante enorm schwer. Der offiziell zur Verwendung empfohlene Wert - und ja, es gibt natürlich eine internationale Organisation die dafür zuständig ist, die jeweils besten bekannten Werte physikalischer Konstanten zu sammeln und zu bewerten, das "Committee on Data for Science and Technology (CODATA)" - dieser offizielle Wert für die Gravitationskonstante beträgt 6,67430 mal 10 hoch minus 11 Kubikmeter pro Kilogramm pro Sekunde zum Quadrat. Sicher ist man sich aber nur beim 6,674-Teil dieser Zahl, schon die nächsten Stellen sind nicht mehr genau, da könnte es auch mit 2 oder 4 weitergehen. Und das ist schon ein wenig unangenehm. Wenn man sich die anderen Naturkonstanten anschaut - den Wert der Lichtgeschwindigkeit, die Masse eines Elektrons, das Plancksche Wirkungsquantum, und so weiter - dann kennen wir sie entweder exakt oder zumindest sehr, sehr, sehr genau. Nur bei der Gravitation kriegen wir immer noch nicht mehr als zwei, drei sichere Stellen hinter dem Komma hin. Das liegt natürlich einerseits daran, dass die Gravitation eine enorm schwache Kraft ist. Das klingt ein wenig widersprüchlich - ist es aber gar nicht. Ich kann problemlos ein bis zwei Meter hoch in die Luft springen (je nach körperlicher Leistungsfähigkeit), obwohl die GESAMTE ERDE mit der Gravitationskraft ihrer Masse an mir zieht und mich zurück halten will. Ich kann eine Postkarte mit einem simplen, kleinen Magnet an meinem Kühlschrank befestigen und sie wird nicht zu Boden fallen. Die elektromagnetische Kraft des winzigen Magnet reicht aus, um der Gravitationskraft eines ganzen Planeten dauerhaft entgegen zu wirken. Von allen vier fundamentalen Kräften der Natur - Elektromagnetismus, stark und schwache Kraft im Inneren der Atomkerne und Gravitation - ist die Gravitationskraft bei weitem und mit Abstand die schwächste Kraft. Sie spielt im Universum nur deswegen eine so dominierende Rolle, weil dort eben auch sehr viele sehr massereiche Objekte wie Sterne, Galaxien, und so weiter zu finden sind. Die Schwäche der Kraft ist also das einerseits, wenn es darum geht, warum die Gravitationskonstante so schwer zu messen ist. Das "andererseits" ist ein wenig komplexer. Aber dazu kommen wir später noch. Schauen wir uns zuerst einmal an, wie man die Gravitationskonstante überhaupt messen kann. Man kann es natürlich indirekt anstellen: Ich kann mir anschauen, wie sich ein Himmelskörper - zum Beispiel die Erde - um einen anderen - etwa die Sonne - bewegt. Wenn ich dann noch die Masse von Erde und Sonne bestimme und ihren Abstand messe, habe ich eigentlich schon alles, was man braucht. Aus der Bewegung kann ich die Kraft ableiten, die zwischen beiden wirken muss und mit den anderen bekannten Größen kann man dann die Gravitationskonstante berechnen. Das Problem: Es ist absolut nicht einfach, die Masse von Erde und Sonne oder ihren Abstand so exakt zu messen, dass man damit auch die Gravitationskonstante in der gewünschten Exaktheit zu berechnen. Dazu braucht man kleinere Massen und kleinere Abstände, die sich besser vermessen lassen. Aber da ist dann natürlich auch die wirkende Gravitationskraft wesentlich schwächer. Der erste, der sich an einer direkten Messung der Gravitationskonstante versucht hat, war der britische Wissenschaftler Henry Cavendisch. Er hat es 1798 mit einem selbst erfundenen Instrument probiert, einer Gravitationswaage. Die Idee dahinter ist eigentlich simpel: Man nimmt zwei schwere Kugel, bei Cavendish waren sie knapp 1,5 Kilogramm schwer. Diese Kugeln sind verbunden, ein bisschen so wie eine Hantel und an einem Draht aufgehängt, so dass sich die ganze Konstruktion am Draht hängend drehen kann. Dann nimmt man zwei andere und schwerere Kugeln, die von außen und ein bisschen seitlich an die aufgehängten Kugeln herangeschoben werden können. Zwischen den großen und den kleinen Kugeln wirkt nun - wie zwischen allen anderen Objekten in diesem Universum eine Gravitationskraft. Die großen Kugeln ziehen die kleinen Kugeln an und verdrehen die Hantel ein kleines bisschen. Diese Verdrehung kann man messen und aus der Stärke der Verdrehung folgt - sofern man die Massen der Kugeln und ihren Abstand kennt - die Gravitationskonstante. Man kann sich vorstellen, wie knifflig es ist, so ein Experiment tatsächlich auszuführen. In der Theorie mag das ja alles gut funktionieren. In der Praxis aber nicht. Den bevor man anfangen kann, muss die Kugelhantel ja VÖLLIG ruhig an ihrem Draht hängen. Ein winziger Luftzug würde schon reichen, sie in Schwingung zu versetzen. Wenn ein paar hundert Meter weit weg ein Auto vorbei fährt und den Boden minimal erschüttert, würde der Draht zu schwingen anfangen. Und so weiter. Gut, mit Autos hatte Cavendish damals kein Problem. Aber auch ein vorbeilaufender Mensch, irgendwas das zu Boden fällt oder einfach nur jemand, der neben dem Experiment steht: All das würde die Messung enorm schwierig machen bzw. unmöglich. Cavendish hat den ganzen Aufbau daher in eine Kiste gepackt. Die Kiste hat er in einen Schuppen gestellt. Alles wurde verschlossen und dann hat er erstmal gewartet, bis sich die Kugeln ausreichend still verhalten haben. Beobachtet hat er alles nur von außen und aus großer Entfernung. In der Kiste und in der Wand des Schuppens waren winzige Löcher und durch die hat Cavendish mit einem Teleskop sein Experiment kontrolliert. Der aus seiner Messung berechnete Wert der Gravitationskonstante betrug 6,74 mal 10 hoch minus 11 Kubikmeter pro Kilogramm pro Sekunde zum Quadrat. Das ist knapp ein Prozent Abweichung vom heute empfohlenen Wert. 1 Prozent Verbesserung in mehr als 200 Jahren! Wieso haben wir nicht mehr geschafft? Das liegt nicht daran, dass wir es nicht probiert hätten. Natürlich gab es in der Zeit seit damals immer wieder neue Messungen. Am Messprinzip hat sich seit Cavendishs Zeit wenig geändert. Es geht immer noch darum, den Effekt zu messen, den zwei Massen aufeinander haben. Natürlich hat man die Methode schon ein wenig verbessert. Aber die Resultate blieben deprimierend ungenau. Verschiedene Experimente haben im Laufe der Zeit unterschiedliche Werte geliefert. Das ist eigentlich nicht ungewöhnlich in der Wissenschaft, aber man erwartet eigentlich, dass man sich immer genauer an den korrekten Wert herantastet. Bei der Gravitationskonstante kriegt man aber Werte, die nicht einmal innerhalb der Fehlergrenzen der Messung übereinstimmen. Man hat es mittlerweile dann auch mal mit komplett anderen Methoden probiert: Ohne zu sehr ins Detail zu gehen, geht es dabei darum, die Bewegung von Atomen in der Nähe einer mehr als 500 Kilogramm schweren Testmasse möglichst genau zu messen. Auch daraus kann man dann die Gravitationskonstante bestimmen und auch mit dieser komplett anderen Methode, die nichts mit den üblichen Gravitationswaagen zu tun hat, hat man Werte bekommen, die nicht mit den anderen übereinstimmen. Womit wir jetzt beim vorhin erwähnten "andererseits" wären. Einerseits ist es deswegen so schwer, die Gravitationskonstante zu bestimmen, weil die Gravitation so eine enorm schwache Kraft ist. Andererseits klappt es aber vielleicht auch deswegen nicht, weil wir irgendwas grundlegendes noch nicht wirklich verstanden haben! Wir wissen ja, dass die Gravitation quasi das schwarze Schaf in der Physik ist. Die anderen Kräfte lassen sich alle "quantifizieren", also in einer quantemechanische Beschreibung formulieren und in gewissen Ausmaß auch vereinheitlichen, also zusammenführen und als unterschiedliche Aspekte einer noch fundamentaleren Kraft beschreiben. Die Gravitation aber passt überhaupt nicht mit den restlichen Kräften zusammen. Einsteins Beschreibung der Gravitation als Krümmung der Raumzeit liefert zwar extrem genaue Vorhersagen die in den letzten 100 Jahren immer und immer wieder im Experiment und in Beobachtungen bestätigt worden sind. Ebenso wie die Aussagen der Quantenmechanik. Aber eigentlich sollte es möglich sein, beide Beschreibungen der Natur irgendwie zu kombinieren. Haben wir aber nicht hingekriegt, trotzdem wir es seit Jahrzehnten intensiv versuchen. Irgendwas haben wir bei der Gravitation also nicht nicht verstanden und damit natürlich auch bei der Gravitationskonstante. Vielleicht liegt es wirklich nur daran, dass wir sehr viel genauere Messungen brauchen. Vielleicht ist es aber auch grundlegender? Vielleicht ist die Gravitationskonstante gar nicht konstant? Es gibt ja immer wieder seriöse wissenschaftliche Hypothesen, die davon ausgehen, dass sich auch Natur"konstanten" im Laufe der Zeit ändern können. Entsprechende Beobachtungen von diversen Phänomenen im Universum wo das auffallen würde haben aber noch keine eindeutigen Hinweise geliefert. Wir können ja in der Astronomie auch in der Zeit zurück schauen; wenn wir zum Beispiel eine Supernova beobachten, deren Licht 10 Milliarden Jahre bis zu uns gebraucht hat, dann hat sie auch 10 Milliarden Jahre in der Vergangenheit stattgefunden. Wenn die Naturkonstanten damals anders waren, könnten wir das merken, wenn wir das Licht der Supernova analysieren. Haben wir bis jetzt aber nicht gemerkt… Aber vielleicht müssen wir auch hier noch genauer schauen. Bis dahin wird uns nichts weiter übrig bleiben, als noch genauere Messungen anzustellen. 2021 hat man zum Beispiel die Gravitationskraft messen können, die zwischen zwei winzigen Kugeln wirkt, die nur wenig mehr als 90 Millimeter groß waren. Die Messung war noch viel ungenauer als die anderen; aber das war in dem Fall zu erwarten. Es ging hier vor allem darum zu zeigen, dass es überhaupt möglich ist, so eine enorm schwache Gravitationskraft überhaupt messen zu können. In Zukunft geht das vielleicht genauer und wenn wir in der Lage sind, Gravitationskräfte auch auf so kleinen Skalen exakter zu messen, finden wir vielleicht auch einen Hinweis darauf, was das Problem an der Sache ist. Es ist auf jeden Fall kein akzeptabler Zustand, dass wir die Gravitationskonstante seit mehr als 200 Jahren nicht vernünftig messen können.

Die Mutter von Hubble Sternengeschichten Folge 439: Nancy Roman Am 24. April 1990 flog das Weltraumteleskop Hubble an Bord des Space Shuttles Discorvery ins All. Darüber habe ich schon in Folge 389 der Sternengeschichten ausführlich gesprochen. Es hat lange gedauert, bis aus der Idee eines Observatoriums im Weltraum die Realität des großen Hubble-Teleskops geworden ist. Den ersten konkreten Vorschlag für ein optisches Teleskop im All gab es immerhin schon 1946. Heute soll es aber nicht um das Hubble-Teleskop gehen, sondern um eine Astronomin, die maßgeblich dazu beigetragen hat, es zu realisieren. Und darüber hinaus noch sehr viel mehr für die Astronomie im Weltraum gemacht hat. Nancy Grace Roman wurde am 16. Mai 1925 geboren, in Nashville, Tennesse. Da hat sie aber nur kurz gelebt; sie zog in ihrer Kindheit oft um. Ihr Vater war ein Geophysiker, der immer wieder an anderen Universitäten arbeitete; ihre Mutter war eine Lehrerin. Beide brachten Nancy schon früh mit Naturwissenschaft in Kontakt. Sie war vor allem vom Himmel fasziniert; schon als Vierjährige soll ihr Lieblingsmotiv beim Malen der Mond gewesen sein. Vor allem Nancys Mutter hat das Interesse ihrer Tochter für den Nachthimmel geweckt; in den dunklen und klaren Nächten beobachteten sie gemeinsam die Sternbilder und die damals sichtbaren Polarlichter - etwas, was an das sich Nancy Roman auch Jahrzehnte später immer noch gerne erinnerte. Mit 11 Jahren organisierte sie gemeinsam mit ihre Schulfreunden einen astronomischen Verein und mit 13 Jahren war sie sich sicher, dass sie auf jeden Fall Astronomin werden wollte. Sie besaß allerdings kein Teleskop; einerseits aus finanziellen Gründen, andererseits aber auch, weil sie, wie sie später selbst sagte, immer sehr viel daran interessiert war, die Wissenschaft der Astronomie zu verstehen als nur die Himmelskörper zu betrachten. Nancy Romans Jugend und Schulzeit war aber natürlich und leider auch von Vorurteilen geprägt. Man sah es damals als absolut unpassend für Mädchen an, eine Karriere in den Naturwissenschaften anzustreben und Nancy wurde immer wieder dringend geraten, ihre Pläne nicht weiter zu verfolgen. Als sie die Beratungslehrerin in ihrer Highschool fragte, ob sie anstatt weiterer Lateinstunden lieber mehr Mathematikunterricht haben könnte, wurde sie entgeistert gefragt, welches Mädchen denn Mathematik gegenüber Latein bevorzugen würde. Roman ließ sich aber nicht beirren und begann ein Studium am Swarthmore College in Pennsylvania. Auch dort traf sie auch Schwierigkeiten. Die Dekanin versuchte alle Mädchen aktiv davon abzubringen, sich mit Naturwissenschaft zu beschäftigt; andere Professoren sagten ihr, sie solle das Studium doch am besten abbrechen und einfach heiraten. Nancy Roman aber machte weiter. Sie wechselte zur Universität Chicago, um dort ihren Doktortitel in Astronomie zu machen. Dort arbeitete Astronomie-Professor William Wilson Morgan, der sie gleich beim ersten Aufeinandertreffen aufforderte, doch bitte in seine Wohnung zu gehen um sich dort um seine kranke Frau zu kümmern. Auch an der Sternwarte der Uni Chicago hielt man nicht viel Frauen: "Die heiraten ja doch nur und verschwinden dann", war die allgemeine Meinung, die Roman immer wieder zu hören bekam. Sie ließ sich nicht unterkriegen und bat drei der Professoren um Projekte, an denen sie arbeiten könne. Sie entschied sich für die Aufgabe, bei der sie selbst auch am Teleskop beobachten konnte. Es ging dabei um die Untersuchung der Sterne im Großen Wagen; die einen sogenannten "offenen Sternhaufen" bilden. Roman sollte mit ihren Beobachtungen dazu beitragen, die Entfernung des Haufens zu bestimmen. Aus diesem Projekt entwickelte sich ihre Doktorarbeit und William Morgan wurde ihr offizieller Betreuer. Der aber an Betreuung kein wirkliches Interesse zu haben schien. Er sprach oft monatelang nicht mit ihr, wie Roman in ihrer Autobiografie berichtet; und in den Sitzungen der astronomischen Fakultät konnte er daher auch nichts über Nancy Romans Arbeit berichten - was dort natürlich den Eindruck erweckte, sie würde gar nicht arbeiten. Die Unterstützung, die eigentlich von ihrem Betreuer kommen sollte, holte sich Roman von Astronomen, die die Sternwarte besuchten. William Morgan hat es Nancy Roman nicht leicht gemacht, ihr Doktoratsstudium zu beenden. Von nachlässiger bis nichtvorhandender Betreuung bis hin zu körperlicher Belästigung musste Roman alles erleben, was Frauen in der Welt der Naturwissenschaft damals so gut wie immer erleben musste. Aber trotz allem erhielt sie 1949 ihren Doktortitel in Astronomie. Einen Job zu finden war nicht einfach. Morgan wollte sie gerne an der Sternwarte von Chicago halten; immerhin wurden Frauen damals deutlich schlechter bezahlt als Männer und Roman konnte viel billiger angestellt werden. Er hielt ihr auch alle Informationen über anderweitige Jobangebote vor und Roman blieb vorerst. In den kommenden Jahren machte sie dort allerdings ihre wichtigsten wissenschaftlichen Entdeckungen. Sie konzentrierte sich vor allem auf die Beobachtung der hellen Sterne in der Milchstraße. Und fand heraus, dass man sie anhand ihrer chemischen Zusammensetzung in zwei grundlegende Gruppen einteilen konnte. Einmal Sterne, die neben Wasserstoff und Helium kaum andere chemische Elemente enthalten und dann Sterne, bei denen der Anteil dieser anderen Elemente vergleichsweise hoch ist. Die zweite Gruppe, so fand Roman heraus, bewegte sich vor allem in annähernd kreisförmigen Bahnen um das Zentrum der Milchstraße und vor allem in der Ebene der Scheibe der Milchstraße. Die andere Gruppe an Sternen hatte deutlich geneigtere und langgestrecktere Umlaufbahnen. Dass es Sterne mit diesem unterschiedlichen Verhalten gibt, war auch vorher schon bekannt. Aber Roman konnte dieses Wissen nicht nur erweitern und bestätigen. Da sie sich auf die Sterne konzentrierte, die auch ohne Teleskop mit freiem Auge sichtbar sind, konnte sie das erste Mal zeigen, dass es diese Unterschiede auch bei den "gewöhnlichen" Sternen gibt und dass sie sich nicht nur unterschiedlich verhalten sondern - im Gegensatz zu dem was man damals noch dachte - auch unterschiedlich alt sein müssen. Roman konnte als zeigen, dass die Bewegung der Sterne in der Milchstraße unter anderem von ihrem Alter abhängt, was zur damaligen Zeit die ersten konkreten Hinweise auf die Entstehung der Milchstraße lieferte. Ihre Arbeit über dieses Thema, die sie 1950 veröffentlichte, wurde später vom Astrophysical Journal zu den 100 wichtigsten Arbeiten der letzten 100 Jahre gezählt. Aber auch als Astronomin die wichtige Forschungsarbeit leistete, hatte Roman immer noch mit den Vorurteilen zu kämpfen. Sie wurde zum Beispiel nicht zu einer Konferenz eingeladen, auf der exakt die Themen ihrer Forschung über die Sterne der Galaxie diskutiert wurden. William Morgan, der auf dem gleichen Gebiet arbeitete, entschied sich, Romans Ergebnisse lieber selbst zu präsentieren… Aber genug von Männern, die Frauen keine wissenschaftlichen Leistungen zutrauen oder gönnen wollen. Es geht ja um die Arbeit von Nancy Roman und die fängt jetzt erst so richtig an. Sie beobachtete weiter die Sterne der Milchstraße, erforschte ihre Eigenschaften und stieß dabei auf ein Exemplar mit der Bezeichnung AG Draconis. Als Roman ihn im Zuge ihrer Arbeit beobachtete, fiel ihr auf, dass er anders leuchtete, als man damals dachte. Sie schrieb eine kurze Notiz für eine Fachzeitschrift, die 1953 veröffentlicht wurde. Keine große Sache aus astronomischer Sicht - aber eine sehr große Sache für Nancy Romans Karriere. Zuerst aber einmal wechselte von Chicago an das United States Naval Research Laboratory und begann sich dort im Jahr 1954 mit dem gerade erst entstehenden Gebiet der Radioastronomie zu beschäftigen. Auch hier erstellte sie Karten der Milchstraße im Radiolicht, kam aber auch das erste Mal in Kontakt mit dem noch jüngeren Feld der Raumfahrt. Die 1950er Jahre waren immerhin die Zeit, als man das erste Mal ernsthaft versuchte, Satelliten ins All zu schießen und auch das Naval Research Laboratory war daran beteiligt. Ein aus Romans Sicht enorm wichtiges Ereignis fand im Jahr 1956 statt. An der Byurakan-Sternwarte in Armenien fand eine astronomische Konferenz statt und der dortige Direktor hatte zufällig ihre kurze Arbeit über AG Draconis gelesen, war faszinieret davon und Roman kurzerhand eingeladen. Armenien war damals noch Teil der Sowjetunion und die Welt mitten im kalten Krieg. Das eine Zivilistin wie Roman einfach so aus den USA zum "Feind" in die Sowjetunion reist, war ungewöhnlich und ist bis zu diesem Zeitpunkt eigentlich nicht vorgekommen. Nach ihrer Rückkehr begannen sich deswegen auch Medien und wissenschaftliche Einrichtungen für Roman zu interessieren; sie wurde zu diversen Vorträgen eingeladen, lernte Kolleginnen und Kollegen kennen und bekam endlich auch die Wertschätzung, die ihr wegen ihrer wissenschaftlichen Arbeit längst zugestanden hätte. Dann kam das Jahr 1958 und mit ihm die Gründung der NASA. Das Naval Research Laboratory steuerte einen Teil seiner Belegschaft für die wissenschaftliche Abteilung der Weltraumorganisation bei und Nancy Roman, jetzt durch ihre Armenienreise überall bekannt - wurde gefragt, ob sie jemanden kenne, der bei der NASA ein Programm für Weltraumastronomie gründen und leiten könne. Roman nahm das als Anlass, sich einfach selbst dafür zu bewerben und begann dort im Jahr 1959 ihren Job als Leiterein der Abteilung für Beobachtende Astronomie. Sie selbst weist immer wieder auf das Glück hin, dass sie dank des seltsamen Sterns AG Draconis hatte. Heute wissen wir, dass es sich um einen veränderlichen Stern handelt; zwei Sterne eigentlich. Einen Riesenstern und einen weißen Zwerg, die sich umkreisen, aber so weit von der Erde entfernt sind, dass sie wie ein Stern aussehen. Schaut man aber ganz genau hin, dann scheinen sich die chemischen Eigenschaften dieses einen Sterns, der ja eigentlich zwei Sterne ist, zu verändern; je nachdem ob die beiden gerade hintereinander oder nebeneinander stehen. Die Veränderungen die Roman entdeckt hatte, zeigt AG Draconis aber nur alle 10 bis 15 Jahre für etwa 100 Tage. Roman hatte also Glück, gerade zum richtigen Zeitpunkt hingeschaut zu haben. Aber, und auch das sagt sie selbst explizit, so wichtig das Glück war: Es war auch wichtig, dass sie erkannte, dass da etwas ungewöhnliches und interessantes abläuft und dass sie die Gelegenheiten auch ergriffen hat, die ihr der glückliche Zufall brachte. Jetzt jedenfalls war Roman bei der NASA angekommen. Das erste wichtige Projekt unter ihrer Leitung war OSO, das "Orbiting Solar Observatory". Zwischen 1962 und 1975 schickte die NASA neun Satelliten ins All, um die Sonne zu erforschen. Unter anderem auch in den Bereichen, die von der Erdoberfläche aus nicht beobachtbar sind, also zum Beispiel im Röntgen- und Ultraviolettlicht. Das lieferte wichtige Erkenntnisse über das Verhalten unseres Sterns, unter anderem auch über den Sonnenwind und seinen Einfluss auf die Erde. Mit den vier Weltraumteleskopen die im Rahmen der "Orbiting Astronomical Observatory"-Missionen zwischen 1966 und 1972 ins All gebracht wurden, konnte Roman die Bedeutung der Ultraviolettastronomie weiter ausbauen. Das erste Mal war es möglich, den Himmel in diesem Wellenlängebereich in guter Qualität zu beobachten. Von der Erdoberfläche aus ist das nicht möglich, da diese Strahlung zum größten Teil von der Atmosphäre blockiert wird. Wenn man aber verstehen will, wie Sterne funktionieren, muss man auch dieses Licht beobachten. Mindestens genau so wichtig wie die wissenschaftlichen Erkenntnisse war für die NASA aber auch das technische Wissen, dass sie während der Orbiting Astronomical Observatory Missionen erlangten. Es waren die ersten echten Weltraumteleskope und die Astronom:innen überall auf der Welt konnten aus erster Hand sehen, wie enorm effektiv es sein kann, ein Teleskop ins All zu bringen anstatt es von der Erde aus durch die störende Atmosphäre schauen zu lassen. Nancy Roman war seit 1971 intensiv damit beschäftigt, das schon lange existierende Projekt eines wirklich großen Weltraumteleskops real werden zu lassen. Sie stellte Gruppen zusammen, die verschiedene Missionen entwarfen; reiste durchs Land um finanzielle und politische Unterstützung zu gewinnen und konnte am Ende das fertig stellen, was die Grundlage für das heutige Hubble-Teleskop werden sollte. Ende 1979 zog sie sich aber von der NASA zurück. Komplett in den Ruhestand gehen wollte sie aber noch nicht. Sie wollte nach all der Zeit im Wissenschaftsmanagement wieder zurück in die Forschung. Dazu musste sie ihr Wissen in Sachen Computerprogrammierung auffrischen, was sie tat und dafür noch einmal gemeinsam mit jungen Studierenden Vorlesungen an der Uni besuchte. In den kommenden Jahren arbeitet sie mit diesem neuen Wissen um Datenverarbeitung an der Erstellung aktueller astronomischer Kataloge. Und kehrte dann doch noch einmal zur NASA zurück: Von 1995 bis 1997 war sie Leiterin des Astronomischen Datenzentrums am Goddard Space Flight Center der NASA. 1997 ließ sie die Welt der NASA und der Universitäten aber endgültig hinter sich. Eine Zeit lang kümmerte sie sich noch als Beraterin um die Einrichtung des Space Telescope Science Institute, also der wissenschaftlichen Einrichtung die extra geschaffen wurde, um die Arbeit mit dem Hubble-Teleskop zu organiseren. Sie unterrichtete Schüler:innen und Student:innen und bildete Lehrer:innen aus. Ihren echten Ruhestand verbrachte sie damit, astronomische Lehrbücher vorzulesen, um auch blinden Menschen und Menschen mit Leseschwäche einen Zugang zur Astronomie zu ermöglichen. Nancy Roman starb am 25. Dezember 2018, im Alter von 93 Jahren. Für ihre Arbeit an der Organisation des Hubble-Teleskops wird sie heute immer noch als "Mother of Hubble" bezeichnet. Ihr selbst war allerdings der 1978 ins All geflogene "International Ultraviolet Explorer" am wichtigsten. Diese Weltraumteleskop für den Ultraviolettbereich arbeitete bis 1996 und untersuchte die aktiven Kerne ferner Galaxien; Kometen im Sonnensystem, Sterne und die Zusammensetzung von Sternen; das Gas zwischen den Sternen und den Galaxien; kurz: Eigentlich alles, was aus Sicht der Astronomie interessant ist. Es war nur für fünf Jahre ausgelegt, hätte aber auch nach den 18 Jahren die es tatsächlich in Betrieb war, weiterbenutzt werden können. Man hat es nicht deaktiviert, weil es kaputt gegangen ist, sondern weil man kein Geld mehr für die Mission ausgeben wollte. Der "International Ultraviolet Explorer" war nicht nur extrem erfolgreich, sondern auch der direkte Vorläufer des Hubble-Teleskops. Roman war wirklich stolz darauf. Das Hubble-Teleskop, so ihre Ansicht, wäre so oder so gebaut worden. Wenn sie es nicht organisiert hätte, dann eben irgendwer anderes. Der "International Ultraviolet Explorer" aber war ihr Projekt und wenn sie nicht dafür gekämpft hätte, dann hätte es die Mission nicht gegeben. Nancy Roman bekam schon zu Lebzeiten jede Menge Ehrungen. 1962 wurde sie vom Life Magazine zu den "100 wichtigsten jungen Menschen" gezählt. Sie bekam Ehrendoktortitel, Medaillen, wurde in wissenschaftliche Gemeinschaften aufgenommen. Man hat einen Asteroid nach ihr benannt. Im Jahr 2020 hat die NASA beschlossen, das Wide Field Infrared Survey Teleskope - ein Weltraumteleskop zur Erforschung extrasolarer Planeten und Kosmologie das gegen Ende der 2020er Jahre gestartet werden soll, in "Nancy Grace Roman Space Telescope" umzubenennen. Diese Ehre hat Roman nicht mehr erlebt. In ihrer Autobiografie schreibt sie aber, dass sie sowieso eine ganz andere Ehrung am spaßigsten fand: 2017 brachte LEGO ein Set mit dem Titel "Women of NASA" auf den Markt. Neben der Computerwissenschaftlerin Margaret Hamilton und den Astronautinnen Mae Jemison und Sally Ride konnte man dort auch Nanny Roman und ein kleines Hubble-Weltraumteleskop aus den Legosteinen bauen. Nancy Romans Autobiographie

Staubiges Weltraumbild Sternengeschichten Folge 438: Beta Pictoris Beta Pictoris ist einer meiner Lieblingssterne. Und das nicht nur, weil ich selbst darüber viel geforscht habe. In der Geschichte der Astronomie hat dieser Stern immer wieder eine wichtige Rolle gespielt. Dort können wir fast die ganze Vielfalt untersuchen, die ein Sternensystem ausmacht. Aber fangen wir am besten mit den Grundlagen an. Der Stern befindet sich 63,4 Lichtjahre entfernt. Er ist mit freiem Auge sichtbar, aber ein eher durchschnittlicher Stern - nicht sonderlich hell aber auch nicht so dunkel, dass man ihn ohne optische Hilfsmittel nicht sehen kann. Wer ihn beobachten möchte, kann das von Mitteleuropa aus allerdings nicht tun. Er befindet sich im "Maler", auf lateinisch "Pictor", einem Sternbild des Südhimmels. Beta Pictoris ist der zweithellste Stern dieses unscheinbaren Sternbilds und hat den eineinhalbfachen Radius der Sonne, die 1,7fache Masse und fast die neunfache Leuchtkraft unseres Sterns. Seine Oberflächentemperatur ist mit 7800 Grad Celsius um circa 2500 Grad heißer als die der Sonne. Es handelt sich um einen heißen, blau-weißlich leuchtenden Stern und er ist noch sehr jung. Sein Alter wird auf circa 23 Millionen Jahre geschätzt; im Gegensatz zu den 4,5 Milliarden Jahren die unsere Sonne alt ist, ist Beta Pictoris also quasi gerade erst entstanden. Seinen ersten großen Auftritt auf der Bühne der Wissenschaft hatte der Stern 1984. Wir müssen aber ein Jahr davor anfangen; im Januar 1983. Da flog das Weltraumteleskop IRAS ins All. Seine Aufgabe war es, den Himmel das erste Mal komplett im Infrarotlicht zu beobachten. Das geht vom Erdboden aus nur schlecht, da dieser langwellige Anteil des Lichts von der Erdatmosphäre blockiert wird. Das Weltraumteleskop hatte Erfolg, machte jede Menge schöne Entdeckungen und fand etwas, was man noch nie zuvor gesehen hatte. Einen "Infrarotexzess", was ein wenig unspektakulär klingt, tatsächlich aber höchst beeindruckend ist. Man weiß und wusste auch damals schon ziemlich gut, wie viel Licht bei bestimmten Wellenlänge ein Stern abstrahlen sollte. Das hängt im Wesentlichen von seiner Temperatur ab und kennt man sie bzw. kann man sie aus anderen Größen wie zum Beispiel der Helligkeit abschätzen, dann kann man berechnen, wie viel rotes Licht vom Stern kommen sollte, wie viel blaues Licht, und so weiter. Und natürlich auch wie viel Infrarotlicht man sehen sollte. Bei einigen Sternen entdeckte IRAS aber deutlich mehr Infrarotlicht, als vorhanden sein durfte. Der Grund dafür war schnell gefunden: Diese Sterne sind von einer Scheibe aus Staub umgeben. Der wird vom Licht des Sterns aufgeheizt und diese Wärme gibt der Staub in Form von Infrarotstrahlung wieder ab. Da wir aus der Entfernung die Scheibe aber nicht direkt sehen können, sehen wir Sternenlicht und Staubwärme überlagert und es sieht so aus, als würde der Stern Sachen machen, die er nicht machen sollte. Den ersten Infrarotexzess und damit den ersten Hinweis auf eine Staubscheibe um einen Stern fand man bei Wega. Außerdem bei drei weiteren Sternen: Epsilon Eridani, Fomalhaut und Beta Pictoris. Dann, im November 1983, war die Mission von IRAS auch schon wieder vorbei; dem Teleskop ging das Kühlmittel aus. Aber nun versuchte man, von der Erde aus mehr Daten zu kriegen. Vielleicht, so die Hoffnung, könnte man mit der richtigen Technik die Staubscheiben rund um die Sterne ja auch im normalen Licht und ohne Infrarotteleskop sichtbar machen. Die amerikanischen Astronomen Bradford Smith und Richard Terrile probierten das natürlich zuerst bei der Wega. Ohne Erfolg. Ebenso bei Epsilon Eridani und Fomalhaut. Beta Pictoris konnte sie nicht untersuchen, da sie dafür ein Teleskop auf der Südhalbkugel benutzen müssten. Das schafften sie erst Ende 1984, als sie eigentlich wegen ganz anderer Beobachtungen in Chile waren. Aber wenn man schon mal da ist, dann kann man ja auch den letzten Kandidaten nochmal kurz anschauen, dachten die beiden sich. Und hatten Erfolg! Auf ihrer Aufnahme war klar das Licht zu sehen, dass der Staub um Beta Pictoris reflektierte. Das war an sich schon eine ziemlich beeindruckende Entdeckung. Denn 1984 hatte man noch keine Planeten anderer Sterne entdeckt; das ist ja erst 1995 gelungen. Man wusste damals also immer noch nicht, ob sich bei anderen Sternen überhaupt Planeten bilden können. Die Staubscheibe um Beta Pictoris war ein ziemlich guter Hinweis, dass das tatsächlich möglich ist. Denn der Staub muss ja irgendwo her kommen! Die Modelle zur Planetenentstehung sagen uns, dass jeder Stern nach seiner Geburt von einer Scheibe aus Gas und Staub umgeben ist, der sogenannten "protoplanetaren Scheibe". Aus ihr entstehen dann im Laufe der Zeit die Planeten. Das, was Beta Pictoris umgibt, ist aber KEINE solche Scheibe. Der Stern ist zwar jung, so eine protoplanetare Scheibe verschwindet aber schnell. Die Planetenbildung, sofern sie stattgefunden hat, muss schon weitestgehend abgeschlossen sein. Was aber dann noch übrig bleiben kann, ist eine sogenannte "Trümmerscheibe". Denn es bilden sich ja um einen Stern nicht NUR Planeten. Zuerst einmal entstehen aus dem Staub und dem Gas ein Haufen Asteroiden. Und daraus erst die Planeten. Dabei bleiben Asteroiden übrig, und die erzeugen ständig Staub, zum Beispiel durch Kollisionen. Die Trümmerscheibe von Beta Pictoris war also ein Zeichen dafür, dass anderswo im Universum genau die gleichen Prozesse stattgefunden haben, die auch bei uns stattgefunden haben, als die Planeten des Sonnensystems entstanden sind. In den kommenden Jahren hat man sich Stern und Scheibe jetzt natürlich immer genauer angesehen. Und weitere Auffälligkeiten gefunden: Die Staubscheibe war ein wenig "klumpig"; sie war auch ein bisschen "verbogen" - alles Anzeichen, dass die Verteilung der Asteroiden dort nicht völlig regelmäßig ist. Und was beeinflusst die Verteilung von Asteroiden um einen Stern? Genau: Planeten! Auch in unserem Sonnensystem ist die gravitative Wirkung von Planeten wie Jupiter oder Neptun, die dafür sorgen, dass sich die Asteroiden in Asteroidengürteln angeordnet haben. Man nun probiert zu berechnen, welche Eigenschaften ein Planet haben müsste, um die beobachteten Unregelmäßigkeiten in der Staubscheibe von Beta Pictoris zu erklären. Was übrigens auch das Thema war, über das ich selbst geforscht habe. Die Ergebnisse waren relativ übereinstimmend: Es braucht auf jeden Fall einen Planeten mit recht großer Masse, relativ nahe am Stern. Deutlich mehr Masse als Jupiter muss er haben, irgendwo um das 10fache herum. Darüber hinaus kann es gut sein, dass noch weitere Planeten dort existieren die sich weiter entfernt befinden. Es war eigentlich nicht damit zurechnen, dass diese Vorhersage zeitnah bestätigt wird. Denn so jungen Sternen wie Beta Pictoris zeigen vergleichsweise große Helligkeitsschwankungen. Das macht es schwer bis unmöglich, die üblichen Methoden zur indirekten Suche nach Planeten zu verwenden, die alle darauf basieren, das Licht bzw. die Helligkeit von Sternen möglichst exakt zu messen. Noch schwieriger ist es aber, einen Planeten DIREKT zu sehen. Also direkt Sternenlicht im Teleskop einzufangen, das vom Planet reflektiert worden ist. Dazu muss man aber irgendwie das sehr viel hellere Sternenlicht ausblenden um überhaupt eine Chance haben, das schwache Leuchten des Planeten sehen zu können. Am besten funktioniert die Methode daher auch bei Planeten, die sich sehr, sehr, sehr weit von ihrem Stern entfernt befinden. Ab 2006 hat man immer wieder die Entdeckung des ersten direkt beobachteten extrasolaren Planeten verkündet und man kann heute noch darüber streiten, wem und wo das das erste Mal gelungen ist. Fest steht aber: Im November 2008 konnte auch bei Beta Pictoris ein Planet direkt gesehen werden. Das war überraschend, weil der Planet dem Stern sehr nahe ist. Aber die Beobachtung konnte bestätigt werden und in den kommenden Jahren wurde der Planet immer wieder fotografiert. 2018 konnte man dann sogar einen Film veröffentlichen, der die Bewegung des Planeten um seinen Stern herum zeigt. Natürlich als Zeitraffer, aber dennoch: Das erste Mal konnten wir von außen zuschauen, wie ein Planet einen anderen Stern umkreist! 2019 wurde dann auch noch ein zweiter Planet bei Beta Pictoris gefunden. So wie der erste ist auch er ungefähr 10 mal schwerer als Jupiter. Er ist aber viel näher dran am Stern: Der zuerst entdeckte Planet hat einen Abstand, der dem 9fachen Abstand zwischen Erde und Sonne entspricht; also ungefähr der Distanz, die der Saturn von der Sonne hat. Der 2019 entdeckte Planet befindet sich dagegen dort, wo sich in usnerem Sonnensystem der Asteroidengürtel zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter befindet. 2020 gelang es dann auch, BEIDE Planeten direkt zu beobachten - was gleich das nächste Rätsel lieferte. Beide Planeten sind ungefähr gleich schwer und groß. Der eine leuchtet aber sechs mal heller als der andere. Eigentlich sollte aber gelten, dass ein Planet umso heller leuchtet, je mehr Masse er hat. Denn es geht dabei nicht nur um das Licht, das der Planet reflektiert. Sondern auch um die Wärme, die der Himmelskörper aus sich selbst heraus abstrahlt. Die Beobachtungen bei Beta Pictoris wurden mit einem Infrarotteleskop gemacht und deswegen sieht man die Planeten auch im Licht ihrer eigenen Wärme leuchten. Je mehr Masse ein Planet hat, desto mehr Wärme sollte er speichern können und desto heller leuchten. Dass das bei Beta Pictoris nicht der Fall ist, kann einerseits einfach heißen, dass wir die Massen der Planeten noch nicht genau genug bestimmt haben. Immerhin brauchen sie jeweils ein paar Jahre für eine Runde um den Stern und nur wenn wir ihre Umlaufbahn komplett beobachtet haben, können wir auch halbwegs genau die Masse abschätzen. Andererseits könnte es aber auch heißen, dass wir irgendwas bei der Entstehung der Planeten noch nicht so genau verstanden haben, wie wir dachten. Beta Pictoris wird die Astronomie mit Sicherheit noch lange Zeit beschäftigen. Wir haben ziemlich sicher noch nicht alle Planeten entdeckt, die dort rumschwirren. Wir haben die Wechselwirkung zwischen den Planeten und der Trümmerscheibe noch nicht völlig verstanden. Es gibt noch jede Menge zu entdecken.

Ich seh, ich seh, was man eigentlich nicht sehen kann Sternengeschichten Folge 437: Icarus und das Licht der fernsten Sterne "Icarus" ist der Spitzname eines Sterns, der offiziell die Bezeichnung "MACS J1149 Lensed Star 1" trägt. Das klingt ein wenig unhandlich, ist aber tatsächlich relevant für die heutige Geschichte. Bleiben wir aber vorerst trotzdem noch bei "Icarus". Dieser Stern befindet sich nicht in unserer Nähe. Er befindet sich nicht einmal in der Milchstraße. Er gehört zu einer ganz anderen Galaxie, weit, weit draußen im Universum. Wir haben das Licht von Icarus das erste Mal im Jahr 2013 mit dem Spiegel eines Teleskops aufgefangen. Bis wir verstanden hatten, was da eigentlich abgeht, hat es aber noch 5 weitere Jahre gedauert. Das war allerdings nicht tragisch; es gab keinen Grund zur Eile. Immerhin war das Licht des Sterns zuvor schon mehr als 9 Milliarden Jahre lang durch das Universum unterwegs gewesen. Das bedeutet, dass es sich um ein EXTREM weit entferntes Objekt handelt. Übrigens bedeutet es nicht, dass der Stern 9 Milliarden Lichtjahre entfernt ist. Als das Licht, das wir 2013 gesehen haben, sich vor 9 Milliarden Jahren auf den Weg gemacht hatte, war das Universum entsprechend jünger, nämlich erst knapp 5 Milliarden Jahre alt. Und weil es sich seit dem Urknall beständig ausdehnt, war es früher auch noch kleiner; es war damals nicht einmal halb so groß wie es heute ist. Während das Licht von Icarus also durch den Kosmos strahlte, hat der sich ausgedehnt. Die Sonne und mit ihr die Erde gab es damals noch gar nicht, aber die Distanz zwischen dem Ort, an dem sie einmal entstehen sollte und Icarus wurde im Laufe der Zeit immer größer und größer. Es hat 9 Milliarden Jahren gedauert, bis es uns eingeholt hat und der Weg, den es dabei zurück gelegt hat ist demnach auch viel größer als 9 Milliarden Lichtjahre. Das ist alles ein wenig knifflig, hat aber auch eigentlich nichts mit dem Thema zu tun. Die eigentlich relevante Frage lautet ja: Wie um Himmels Willen können wir einen EINZELNEN STERN sehen, der so absurd weit entfernt ist? Wir schaffen es gerade mal, ein paar Sterne in unserer Nachbargalaxie, der Andromeda, aufzulösen. Und die ist nur 2,5 Millionen Lichtjahre weit weg. Bei den entfernteren Galaxien haben wir keine Chance, irgendwelche Einzelobjekte zu sehen - wie ist uns das nun bei Icarus gelungen? Durch Zufall und dank Albert Einstein. Beziehungsweise durch seine Erkenntnisse über das Universum. Und immer noch durch Zufall. Jetzt kommen wir auch zurück zur offiziellen Bezeichnung von Icarus: MACS J1149 Lensed Star 1. Der erste Teil - MACS J1149 - ist die Bezeichnung eines Galaxienhaufens, beziehungsweise die Kurzversion, mit vollem Namen heißt er MACS J1149.5+2223. Der zweite Teil "Lensed Star 1" sagt uns, wie man den Stern gefunden hat. Um das zu verstehen müssen wir aber erst einen kurzen Ausflug in die Welt der Gravitationslinsen machen. Das habe ich ja schon in Folge 274 ausführlich erklärt. Das Prinzip ist eigentlich recht simpel: Albert Einstein hat in seiner berühmten Allgemeinen Relativitätstheorie die Gravitation als Krümmung in der Raumzeit beschrieben. Jede Masse krümmt den Raum und Lichtstrahlen folgen dieser Krümmung. Anders gesagt: Eine Masse - ein Stern, ein Planet, eine Galaxie - kann den Weg des Lichts verändern, das in der Nähe vorbei kommt. Das ist nichts anderes als auch bei einer normalen Linse aus Glas oder einem Spiegel passiert: Auch hier wird der Weg von Lichtstrahlen verändert. Das nennt sich "Optik" und wer eine Brille trägt profitiert davon genau so, wie die Astronomie bei der Benutzung eines Teleskops, die Leute die ins Kino gehen und dort einen Film auf die Leinwand projiziert bekommen, und so weiter. Ist man in der Lage, die Ausbreitungsrichtung von Licht zu manipulieren, kann man damit alle möglichen tolle Dinge anstellen. Man kann Licht verstärken, Mehrfachbilder erzeugen, und so weiter. Und alles was die klassischen Linsen können, können auch Objekte im Weltall dank ihrer Masse. Wenn zum Beispiel das Licht eines fernen Sterns in Richtung Erde strahlt, kann es unterwegs auf eine Galaxie treffen. Die lenkt den Lichtstrahl mit ihrer gewaltigen Masse um. Das kann dazu führen, dass MEHR Licht des Sterns in unsere Richtung gelangt als ohne diese Gravitationslinse. Sternenlicht, das ansonsten irgendwo weit entfernt an uns vorbei gestrahlt wäre, wird durch die Galaxie genau so umgelenkt, dass es doch die Erde trifft. Eine Gravitationslinse kann das Licht eines hinter ihr liegenden Objekts also verstärken. Bevor wir jetzt zu Icarus kommen, schauen wir aber noch kurz auf den Zufall. Hinter dem steckt in diesem Fall nämlich auch eine sehr coole Geschichte. Der Galaxienhaufen MACS J1149.5+2223 wurde schon länger von der Astronomie beobachtet. Dabei ist den Forscher:innen etwas aufgefallen, dass man "Einstein-Kreuz" nennt. So etwas entsteht, wenn das Licht eines Objekts - in dem Fall einer Galaxie - durch eine Gravitationslinse mehr als einmal abgelenkt wird. Zum Beispiel einmal links rum, einmal rechts rum, einmal oben rum und einmal unten rum - vereinfacht gesagt natürlich. Auf jeden Fall aber kann eine Gravitationslinse ein Mehrfachbild eines Objekts erzeugen und das war hier der Fall. Was man damals gesehen hatte, war aber nicht nur ein Mehrfachbild einer Galaxie, sondern einer, in der gerade eine Supernovaexplosion stattgefunden hatte. Diese Ereignisse, bei denen große Sterne am Ende ihres Lebens explodieren, sind so hell, dass man sie auch weit entfernt und ohne Gravitationslinse sehen kann. In dem Fall hat man aber trotzdem genauer hingeschaut. Denn das hat sich ja alles in einem Galaxienhaufen abgespielt. Da gab es jede Menge potentielle Gravitationslinsen und das Licht der Supernova konnte auf sehr viele Arten abgelenkt werden. Dabei nahm es nicht nur unterschiedliche, sondern auch unterschiedlich lange Wege. Was nichts anderes heißt als: Wir sehen die Mehrfachbilder nicht alle gleichzeitig, sondern sie tauchen je nach Lichtweg zu unterschiedlichen Zeitpunkten auf. Die Details sind kompliziert und voller Mathematik, aber es läuft darauf hinaus, dass man damals eine Vorhersage machen konnte, dass die Supernova zu einem bestimmten Zeitpunkt erneut sichtbar werden sollte. Die Gravitationslinsenanordnung im Galaxienhaufen hat quasi für eine Wiederholung gesorgt. Und das wollte man sich natürlich anschauen. Was an sich schon eine sehr coole Geschichte ist; aber eben nur das Zufallselement in der speziellen Geschichte von Icarus darstellt. Denn das Licht dieses Sterns fand eben zufällig, als man gerade auf der Suche nach der wiederholten Supernova war (die übrigens tatsächlich am 11. Dezember 2015 zu sehen war). Das war etwas überraschend, denn in solch einer Distanz rechnet niemand damit, das Licht eines Einzelsterns im Teleskop einfangen zu können. Aber es war schnell klar, dass man das Ereignis einer Gravitationslinse zu verdanken hatte. Wir sind damit aber noch lange nicht fertig. Wie die Geschichte der Supernova-Wiederholung zeigt, sind wir recht gut darin, auszurechnen, wie eine Gravitationslinse wirkt. Und in diesem Fall hätte der Galaxienhaufen im Schnitt eigentlich nur für eine circa 50fache Verstärkung des Sternenlichts sorgen dürfen. Immer noch zu wenig, um einen so fernen Stern sehen können. Um die Geschichte zu Ende zu erzählen, brauchen wir noch zwei Schritte. Zuerst einmal braucht es Glück. Nicht nur den Zufall der Entdeckung an sich, sondern auch noch das Glück, dass sich Icarus in Bezug auf die Gravitationslinse in einer sehr speziellen Position befunden hat. Das kann man wieder mit einer Brille vergleichen: Wenn einem die ein wenig an der Nase hinab rutscht, sieht man auch nicht mehr so gut damit wie wenn sie in der korrekten Position vor den Augen sitzt. Und Icarus befand sich nahe an der Position in der Gravitationslinse ihre optimalste Wirkung entfalten kann. Das reichte für eine 2000fache Verstärkung seines Lichts und damit schon aus, um ihn für uns sichtbar zu machen. Im Mai 2016 wurde der Stern aber dann NOCH mal um circa das Vierfache heller; nur für kurze Zeit, aber immerhin. Grund dafür war eine zusätzliche Gravitationslinse: Ein Objekt ganz in der Nähe von Icarus, also eines, das sich in der gleichen Galaxie befindet wie der Stern, hat sich ebenfalls noch in den Weg des Lichts geschoben. Und so wie man bei einem optisches Teleskop unterschiedliche Linsen kombinieren kann, um eine noch bessere Verstärkung und Vergrößerung zu erreichen, haben auch hier die unterschiedlichen Gravitationslinsen dafür gesorgt, das ein Stern für uns sichtbar wurde, den wir eigentlich gar nicht sehen hätten sollen. Die Beobachtung von Icarus ist aus mehrfacher Hinsicht eine sehr coole Sache. Man kann aus den Daten ja nicht nur Informationen über den Stern selbst bekommen, sondern auch über die Linsen. Wir wissen nicht, was die zweite, kurze Verstärkung im Mai 2016 verursacht hat. Aber es muss ein kleines und dichtes Objekt gewesen sein. Ein Stern zum Beispiel oder ein schwarzes Loch. Das ist spannend, weil wir damit einen WEITEREN Weg haben, Informationen über enorm weit entfernte Einzelobjekte zu erlangen. Und nicht nur enorm weit entfernte: Wir reden hier ja über Objekte, die alle im sehr frühen Universum existieren. Wir können durch solche Beobachtungen also auch rausfinden, was da im Kosmos rumgeschwirrt ist, als das Universum noch jung war. Das kann uns viel darüber verraten, wie das Universum entstanden ist, wie es sich entwickelt hat, und so weiter. Es ist aber auch interessant, sich Icarus selbst anzusehen. Viele Informationen kann man nicht kriegen, immerhin ist es ja immer noch ein sehr, sehr weit entferntes Objekt. Aber man weiß zumindest, dass es sich um einen blauen Riesenstern handeln muss. Solche Sterne haben eine Lebensdauer von nur ein paar hundert Millionen Jahren. Das heißt, dass Icarus schon längst verschwunden war, als sein Licht bei uns angekommen ist. Wir beobachten also das quasi geisterhafte Leuchten eines Sterns, der gar nicht mehr existiert, den wir auch eigentlich nicht sehen können sollten - aber dank eines sich durchs halbe Universum erstreckenden Teleskops aus Galaxienhaufen trotzdem sehen können. Astronomie ist immer wieder beeindruckend.

Gibt's nicht gibt's nicht! Sternengeschichten Folge 436: Schwarze Zwerge Im Universum gibt es Dinge, die gibt es gar nicht. Gut, das klingt jetzt ein wenig missverständlich. Die Dinge die es nicht gibt sind natürlich zahlreicher als die, die es gibt. Beziehungsweise nicht, weil es gibt sie ja nicht. Heute soll es aber nicht um philosophische Verwirrungen gehen. Sondern um etwas, dass es im Universum tatsächlich nicht gibt. Aber mit Sicherheit irgendwann geben WIRD. Nämlich "Schwarze Zwerge", die deswegen trotz ihres Mangels an aktueller Existenz ein gutes Thema für die "Sternengeschichten" sind. Um zu verstehen was ein schwarzer Zwerg ist, müssen wir mit Sternen anfangen. Ich werde das jetzt nicht mehr im Detail erzählen, das habe ich in vielen vergangenen Folgen der Sternengeschichten ja schon oft genug getan. Ein Stern von der Größe unserer Sonne lebt nicht ewig. Zumindest nicht als Stern. Also als astronomisches Objekt, das durch Kernfusion in seinem Inneren Energie freisetzt. Dazu braucht es ja ausreichend viel Wasserstoff der fusioniert werden muss. Wenn der zu Ende geht, kann ein Stern für - aus astronomischer Sicht - kurze Zeit noch ein paar andere chemische Elemente fusioniern - Helium zu Beispiel oder Sauerstoff - aber dann ist Schluss. Fällt die Energieproduktion im Inneren des Sterns weg, dann fällt auch was anderes: Nämlich der Stern unter seinem eigenen Gewicht in sich zusammen. Damit sind wir aber noch lange nicht bei den schwarzen Sternen angekommen. Zuerst einmal kriegen wir einen weißen Zwerg. Die Materie des Sterns kollabiert immer weiter. Die Atome werden immer weiter zusammengedrängt. Jetzt müssen wir auf die Elektronen schauen, die sich in der Hülle der Atome befinden können. Elektronen sind sogenannte "Fermionen", so nennt man Teilchen, die ein kleines bisschen asozial sind. Soll heißen: Man kann nicht beliebig viele in einem bestimmten Raumbereich konzentrieren. Jedes Elektron braucht seinen eigenen Raum und für ein zweites ist da kein Platz. Im Gegensatz zum Beispiel zu den Lichtteilchen, den Photonen. Die sind sogenannte "Bosonen" und sie haben kein Problem damit, ihren Platz mit anderen Bosonen zu teilen. Lichtteilchen kann man alle auf einen Haufen packen; Elektronen nicht. Man kann sich das auch so vorstellen: Je weniger Raum einem Elektron zur Verfügung steht, desto schneller muss es sich bewegen. Das liegt an der berühmten Heisenbergschen Unschärferelation der Quantenmechanik. Ort und Geschwindigkeit (genauer gesagt: Ort und Impuls, aber das kommt am Ende für unseren Fall aufs gleiche raus) eines Teilchens stehen miteinander in Verbindung; multipliziert man beides miteinander, dann kann das Ergebnis auf keinen Fall kleiner sein als eine fundamentale Naturkonstante; das Plancksche Wirkungsquantum. Anders gesagt: Ort und Geschwindigkeit können nicht beide gleichzeitig immer kleiner und kleiner werden. Hat das Elektron also immer weniger Raum zur Verfügung, weil der Stern unter seinem eigenen Gewicht immer weiter in sich zusammenfällt, dann muss seine Geschwindigkeit irgendwann größer werden. Und ein weiteres Mal anders gesagt: Die durch den Kollaps des Sterns und die Gesetze der Quantenmechanik verursachte Erhöhung der Geschwindigkeit der Elektronen hat einen nach außen gerichteten Druck zur Folge. Die Elektronen widersetzen sich irgendwann der Gravitationskraft, die den Stern immer weiter zusammendrücken will und der Kollaps endet. Das geht natürlich nur, wenn die Masse des Sterns nicht zu groß ist. Überschreitet sie eine bestimmte Masse, dann geht der Kollaps immer weiter und wir kriegen extrem dichte und kleine Objekte wie Neutronensterne oder schwarze Löcher. Aber über solch große Sterne reden wir heute nicht; wir reden über Sterne wie unsere Sonne. Bei deren Masse endet der Zusammenfall, wenn sie eine Größe erreicht hat, die ungefähr der Größe der Erde entspricht. Wir haben dann also ein Objekt, dass so groß wie ein Planet ist, aber immer noch so viel Masse wie ein Stern hat. Die ist jetzt nur eben enorm stark komprimiert. Würde man ein Stück vom weißen Zwerg nehmen, dass so groß ist wie eine kleine Erdbeere - ja, ich weiß, normalerweise ist es immer ein Zuckerwürfel der als Vergleich benutzt wird, aber darauf hab ich keine Lust mehr - nimmt man als ein erbeergroßes Stück, dann würde das so viel wiegen wie ein ganzes Auto. Das ist ein "weißer Zwerg" und noch immer sind wir nicht am Ende der Entwicklung angelangt. In so einem weißen Zwerg passiert vorerst nicht mehr viel. Kernfusion findet keine mehr statt. Der Kern des weißen Zwergs besteht aus den schweren Elementen, die früher bei der Kernfusion erzeugt worden sind. Weiter außen liegen Schichten aus Helium und Wasserstoff. Ein weißer Zwerg ist aber immer noch heiß. Sein Inneres hat Temperaturen von ein paar Millionen Grad und das heizt die äußeren Schichten auf. Die können die Wärme abstrahlen und deswegen leuchtet ein weißer Zwerg, obwohl er keine neue Energie mehr produziert. Aber das geht natürlich nicht ewig so weiter. Ein weißer Zwerg ist - sehr vereinfacht gesagt - ja nur ein sehr heißes Objekt, das einfach so im kalten Universum rumliegt. Und was tut so ein Ding dann im Laufe der Zeit? Es kühlt aus, was sonst. Der weiße Zwerg wird kühler und kühler und kühler - bis er irgendwann genau die gleiche Temperatur hat wie das ihn umgebende Universum. Und DANN ist aus dem weißen Zwerg ein schwarzer Zwerg geworden. Wir wissen, dass es weiße Zwerg gibt. Wir haben schon jede Menge davon draußen im Universum entdeckt. Wir haben auch schon sehr kühle weiße Zwerge gefunden, deren Oberflächen nur noch knapp 3500 Grad Celsius hatten. Das bedeutet, dass sie schon sehr alt sein müssen; man hat sie auf circa 11 bis 12 Milliarden Jahre geschätzt. Bis zum schwarzen Zwerg ist es aber trotzdem noch ein weiter Weg. Auch wenn es sich um einen "Zwerg" handelt, ist so ein Ding ja immer noch so groß wie ein Planet. Und hat die Masse eines Sterns. Da passt jede Menge Wärme rein und es DAUERT bis die verschwunden ist. Und das Universum ist kalt. Die Hintergrundtemperatur des Kosmos liegt derzeit bei knapp 3 Kelvin. Also circa -270 Grad Celsius. Man schätzt, das ein typischer weißer Zwerg mindestens eine Billiarde Jahre braucht, um auf 5 Kelvin abzukühlen. Unser Universum ist aber gerade mal 13,8 Milliarden Jahre alt. Wir müssen noch fast hunderttausend Mal so lange warten wie das Universum bis jetzt existiert, um die Chance zu haben, irgendwo einen schwarzen Zwerg zu finden. Und wenn es blöd läuft, kann es noch viel länger dauern. Denn so ein schwarzer Zwerg kann sich auch wieder erwärmen. Beziehungsweise ist das vielleicht der falsche Ausdruck. So richtig warm wird er nicht mehr, egal was passiert. Aber es gibt Prozesse, die seine Abkühlung verzögern können. Zum Beispiel der Protonenzerfall: Es gibt physikalische Hypothesen, nach denen das Proton, also einer der Bausteine aus denen Atomkerne bestehen, nicht stabil ist. Das bedeutet, dass es irgendwann spontan zerfallen und sich in andere Teilchen umwandeln kann. Wir wissen nicht, ob das wirklich so ist - entsprechende Experimente haben noch keine konkreten Spuren davon gefunden. Aber WENN es so ist, dann muss es sehr, sehr lange dauern, bis so ein Proton zerfällt. Wenn es nicht so wäre, dann würden wir ja dauernd zerfallende Protonen sehen beziehungsweise dann hätte sich gar nicht erst stabile Atome im Universum gebildet. Man schätzt, dass es um die 10 hoch 34 Jahre dauert, bis bei einer vorgegebenen Menge an Protonen die Hälfte zerfallen ist. Das ist ein so absurd langer Zeitraum, das man ihn sich nicht vorstellen kann. Ein Stern und auch ein weißer Zwerg enthält aber nun mal sehr, sehr viele Protonen. Und rein statistisch gesehen sollten dort immer wieder mal ein paar zerfallen. Das hat normalerweise keinen großen Einfluss. Aber im Laufe der Zeit - und beim Abkühlen hat so ein weißer Zwerg sehr viel Zeit - kann man das nicht mehr ignorieren. Denn die zerfallenden Protonen setzen Energie frei. Nicht viel, aber es reicht, um die Temperatur eines weißen Zwergs für ungefähr 10 hoch 37 Jahre über der Hintergrundtemperatur des Universums zu halten (die ja im Laufe der Zeit ebenfalls sinkt). Es gibt auch noch andere Mechanismen - zum Beispiel die Wechselwirkung des weißen Zwergs mit bestimmten hypothetischen Formen dunkler Materie - die das Abkühlen verzögern können. Wir wissen nicht, ob Protonen zerfallen oder ob es andere Wege gibt, die einen weißen Zwerg warm halten. Sicher ist nur: Es dauert verdammt lange, bis ein weißer Zwerg zu einem schwarzen Zwerg geworden ist. Das wäre jetzt eigentlich wirklich das Ende. Ein schwarzer Zwerg liegt einfach nur noch rum und macht nichts. Das einzige was er tut, ist dank seiner Masse Gravitation auf die Umgebung auszuüben. Das wäre auch der einzige Weg, um so ein Ding zu finden. Aber man kann davon ausgehen, dass in so einer fernen Zukunft keine irdischen Astronom:innen mehr da sind, um sich auf die Suche zu machen. Aber falls doch noch IRGENDWER in diesem zukünftigen Kosmos mit bewusstem Blick zum Himmel schaut, gäbe es vielleicht die Chance, ein wirklich außergewöhnliches Ereignis zu beobachten: Die Supernova eines schwarzen Zwergs! Wir wissen, dass auch weiße Zwerge wieder zu leuchten anfangen können. Zum Beispiel, wenn sie irgendwo von außen neue Materie bekommen, etwa von einem sehr nahe gelegenen Nachbarstern. Dann wird der Zwerg immer schwerer, bis seine Masse irgendwann eine Grenzmasse überschreitet, so dass doch wieder Kernfusion einsetzen kann. Das ist dann ein sehr extremes Ereignis und der ganze Stern explodiert bei einer Supernova. Einem schwarzen Zwerg steht aber noch ein weiterer Weg zur Verfügung. Selbst wenn weit und breit kein anderer Stern in der Nähe ist, der Masse spenden könnte, können in seinem Inneren sogenannte pyconuklearen Fusionsreaktionen stattfinden. Normalerweise gibt es im Sterninneren die Kernfusion ja deswegen, weil dort die Temperatur und der Druck so hoch sind. Dadurch bewegen sich die Atome ausreichend schnell und sind ausreichend nahe beieinander, um miteinander verschmelzen zu können. In einem schwarzen Zwerg ist es kalt - aber der Druck ist eben auch enorm hoch und das reicht - vereinfacht gesagt - für die eine oder andere Fusion auch bei niedrigen Temperaturen. Im Laufe der Zeit kann so das Material im Inneren des Sterns immer weiter fusionieren bis irgendwann alles zu Eisen geworden ist. Dann hört jede normale Fusion auf, denn es braucht mehr Energie als man raus bekommen würde, um Eisenatome miteinander zu fusionieren. Ohne auf die Details eingehen zu wollen - es hat mit Quantenmechanik zu tun und mit der durch diese Fusionsreaktionen verursachte Veränderung im Verhältnis der Anzahl an Elektronen zur Anzahl an Atomkernteilchen im Stern - führt das irgendwann dazu, dass der schwarze Zwerg nicht mehr stabil ist. Er fällt in sich zusammen und es gibt eine Supernovaexplosion. Allerdings nur, wenn das mit dem hypothetischen Protonenzerfall nicht zu schnell geht. Ein schwarzer Zwerg braucht eine gewisse Mindestmasse, um explodieren zu können und wenn die Protonen zu schnell zerfallen sollten, dann verringert sich auch seine Masse zu schnell. Und man muss lange warten. Mit dem explodieren der ersten schwarzen Zwerge ist in circa 10 hoch 1100 Jahren zu rechnen. Ich wüsste nicht, wie ich so einen Zeitraum veranschaulichen sollte, also lasse ich es einfach. Bis alle schwarzen Zwerg die das können, explodiert sind, wird es unvorstellbare 10 hoch 32.000 Jahre dauern. Eine 1, gefolgt von 32.000 Nullen! Matt Caplan, der Astronom der das ausgerechnet hat, sagt dazu: "Das wird das letzte interessante astronomische Phänomen sein, das im Universum stattfindet". Klingt ein wenig traurig. Aber andererseits ist es immer gut, wenn man etwas hat, auf das man sich freuen kann.

Bitte oszillieren Sie Sternengeschichten Folge 435: Der Kozai-Effekt Heute geht es in den Sternengeschichten um etwas, das man "Kozai-Effekt" nennt. Oder "Kozai-Mechanismus". Oder "Kozai-Lidow-Effekt". Oder "von Zeipel-Lidow-Kozai-Effekt". Und alle anderen möglichen Kombinationen, je nachdem welchen von den Forschern die daran gearbeitet haben, man den Vorrang geben will. Bleiben wir bei dem japanischen Astronom Yoshihide Kozai und sagen "Kozai-Effekt"; das ist auch die übliche Bezeichnung. Die Namensgebung ist allerdings auch das einfachste an der Sache, es wird in dieser Folge ein wenig kompliziert. Aber nicht ZU kompliziert und zur Sicherheit fangen wir mal mit etwas ganz einfachem an. Nämlich mit einem Stern und ein paar Himmelskörper, die ihn umkreisen. Planeten, Asteroiden, und so weiter. So etwas stellen wir uns ja gerne wie ein Uhrwerk vor. Die kleinen Himmelskörper sausen um ihren Stern herum, immer im Kreis und immer auf den gleichen Bahnen. Wenn wir das ganze dann irgendwo grafisch darstellen, machen wir das auch genau: Wir zeichnen einen Haufen Kreise um den Stern herum und verstärken dadurch noch den Eindruck, dass die Bahnen der Planeten und Asteroiden genau SO sind und auch so bleiben. Aber das ist falsch. Planetensysteme sind ein höchst dynamisches Phänomen. Da gibt es nichts, was sich nicht ändert. Das liegt, wie ich in den Sternengeschichten schon oft erzählt habe, an der Gravitationskraft. Jedes Objekt das eine Masse besitzt übt eine Gravitationskraft aus und zwar auf jedes andere Objekt mit einer Masse. Die Reichweite der Gravitationskraft ist theoretisch unbegrenzt, was genaugenommen heißt, dass ALLES im Universum von allem anderen beeinflusst wird. So kompliziert lassen wir es jetzt aber nicht werden, wir bleiben erstmal bei unserem Stern und ein paar Planeten und Asteroiden. In erster Näherung stimmt das mit den unveränderlichen Bahnen schon. Die Erde zum Beispiel wankt ja jetzt nicht chaotisch durch das Sonnensystem. Sie zieht verlässlich ihre Runden um die Sonne, und braucht ebenso verlässlich 365,25 Tage um eine davon zu vollenden. Es gibt neben der Erde und der Sonne aber eben auch noch andere Himmelskörper im Sonnensystem. Die Gravitationskraft, die zum Beispiel der ferne Neptun auf die Erde ausübt, kann man aber erst mal vernachlässigen. Die ist wegen der enormen Distanz so gering, dass sie keinen relevanten Einfluss hat. Beim sehr viel näheren Mond sieht das aber schon anders aus. Beim weiter entfernten und sehr viel massereicheren Jupiter ebenso. Diese gravitativen Störungen der anderen Himmelskörper führen dazu, dass sich - auf ausreichend langen Zeiträumen betrachtet - die Bahn der Erde durchaus ändert. Sie wird ein bisschen größer und dann wieder ein bisschen kleiner. Sie ist mal kreisförmiger und mal ein wenig elliptischer. Sie wackelt ein bisschen hin und her. Die ganze Bahn dreht sich langsam um die Sonne herum. Würde man die Bahn der Erde tatsächlich als Strichspur im All sehen können und gäbe es einen "Fast Forward"-Knopf, mit dem man die Bewegung der Planeten beschleunigen könnte, dann würde man sehen, wie die Bahn wild pulsiert, sich dreht und windet. Allerdings nicht völlig chaotisch; es ist ein Pulsieren innerhalb gewisser Grenzen. Wäre es nicht so, dann hätte die Erde ja keine 4,5 Milliarden Jahre im Sonnensystem überlebt sondern wäre schon längst mit irgendeinem anderen Himmelskörper zusammengestoßen. Die Bahnen von Himmelskörper - von ALLEN Himmelskörpern - ändert sich also im Laufe der Zeit. Darüber gäbe es noch sehr viel mehr zu erzählen; das ist immerhin der komplette Forschungegenstand der Himmelsmechanik. Um den Kozai-Effekt zu verstehen, werden wir uns jetzt aber auf einen speziellen Fall beschränken. Wir schauen uns nur ein sogenanntes "Dreikörperproblem" an, also die Bewegung von drei Objekten. Und noch mehr: Es geht um hierarchische Dreikörpersysteme. Das heißt, einer der drei Körper ist weit entfernt von den beiden anderen. Wir können zum Beispiel einen Satelliten betrachten, der die Erde in ein paar hundert Kilometer Abstand umkreist. Und als dritten Körper nehmen wir den 400.000 Kilometer entfernten Mond. Oder einen Asteroid, der sich nahe an einem Stern befindet und einen Planeten, der weiter draußen seine Runden zieht. Oder einen Planeten, der von einem Mond umkreist wird und als dritten Körper den weit von beiden entfernten Stern. Wie auch immer - damit wir nicht komplett durcheinander kommen, werde ich ab jetzt die beiden Objekte die sich nahe sind, als das "innere System" bezeichnen. Der dritte, weit entfernte Himmelskörper ist der "Störer". Und dann gehen wir noch davon aus, dass von den beiden Körpern des inneren Systems einer deutlich mehr Masse hat, als der andere. Was ja im Beispiel von Erde und Satellit oder Planet und Mond durchaus angenommen werden kann. Jetzt können wir uns diesen Körper mit kleiner Masse genauer anschauen. Und damit meine ich keine astronomische Beobachtung mit dem Teleskop, sondern eine mathematische Analyse. Die Details lasse ich aus; in einem Podcast etwas vorrechnen ist immer ein wenig unattraktiv. Aber es gibt jede Menge Methoden, wie man die Bewegung dieses kleinen Körpers in Abhängigkeit der beiden anderen beschreiben kann. Wenn man das tut, dann kann man in diesem System auch eine Erhaltungsgröße finden. So etwas kennen wir ja auch aus anderen Systemen. Die Energieerhaltung zum Beispiel oder die Drehimpulserhaltung. Es kann aber auch diverse andere Erhaltungsgrößen geben, die nicht immer so anschaulich sein müssen. Das, um das es hier geht, nennt man ein "Integral der Bewegung". Wenn sich Objekte auf eine bestimmte Art und Weise bewegen, dann gibt es eine Zahl, die sich errechnen lässt und die sich während der Bewegung nicht ändert. Ich weiß, das klingt alles enorm abstrakt. Weil es genaugenommen auch enorm abstrakt ist. Aber ich probiere es mal anders zu veranschaulichen. Wenn ich in gerade Linie von zuhause fort gehe, dann ändert sich die Distanz zu meinem Ausgangspunkt. Das ist nicht sonderlich außergewöhnlich und je weiter ich laufe, desto größer wird der Abstand. Er ist also definitiv nicht konstant. Wenn ich nun messe, wie weit ich noch laufen muss, bis ich auf meiner Umrundung der Erde wieder am Ausgangspunkt bin, dann wird auch dieser Abstand sich ständig ändern. Auch er ist nicht konstant. Aber die Summe der beiden Werte ist immer gleich, egal wie weit ich gelaufen bin. Die eine Zahl wird in dem Ausmaß größer, in dem die andere kleiner wird. Das hat nichts mit dem Kozai-Effekt zu tun und auch nicht einmal wirklich etwas mit einem echten Integral der Bewegung. Es liegt einfach nur daran, dass die Erde eine Kugel ist und ihre Größe immer gleich bleibt. Aber es soll ja auch nur demonstrieren, dass man unter bestimmten Umständen eine mathematische Größe finden kann, die sich im Laufe einer Bewegung nicht verändert. Genau so eine Größe gibt es auch im Fall des vorhin beschriebenen hierarchischen Dreikörperproblems. Nimmt man die Exzentrizität der Bahn des kleineren Körpers des inneren Systems und multipliziert sie mit sich selbst, zieht das Ergebnis von 1 ab, berechnet die Wurzel aus dem Resultat und multipliziert das ganze dann noch mit dem Cosinus der Bahnneigung, dann kriegt man ein Integral der Bewegung. Oder nochmal anders: Die Wurzel aus 1 minus e² mal dem Cosinus von i ist immer konstant. Es gibt gute Gründe, warum das so ist und man kann das durchaus ohne allzu große Probleme berechnen. Wir schauen aber lieber auf das, was das eigentlich heißt. Es geht um die Exzentrizität e und die Bahnneigung i der Bahn des kleinen Körpers. Also des Satelliten, der die Erde umkreist oder des Mondes, der sich um einen Planeten bewegt. Die Exzentrizität gibt an, wie stark die Bahn von der Kreisform abweicht. Und die Bahnneigung, wie stark die Bahn gegenüber einer Referenzebene - in unserem Sonnensystem ist das die Erdbahn - geneigt ist. In der Formel des Integrals der Bewegung kommen nur diese beiden Werte vor. Und weil das Integral der Bewegung konstant sein muss, folgt daraus, dass sich beide Werte zusammen nicht unabhängig voneinander ändern können. Wird die Bahnneigung größer, dann muss die Exzentrizität kleiner werden und umgekehrt. Physikalisch liegt das daran, dass die Himmelskörper in so einer Konfiguration zwar Drehimpuls untereinander austauschen können, aber keine Energie. Das sind zwei klassische Erhaltungsgrößen, der Gesamtdrehimpuls aller drei Körper muss ebenso konstant bleiben wie die gesamte Energie im System. Wenn sie sich mit ihrer Gravitationskraft gegenseitig beeinflussen, dann können sie prinzipiell Energie und Drehimpuls austauschen. Die Energie äußerst sich dabei in der Größe der Umlaufbahn. Anders gesagt: Wird die Umlaufbahn eines Himmelskörpers größer, muss irgendwo anders eine Umlaufbahn kleiner werden, damit die Gesamtenergie erhalten bleibt. Für den Drehimpuls gilt das gleiche. Befinden sie sich drei Körper aber in der beschriebenen Konfiguration, dann findet kein Austausch von Energie statt. Die Umlaufbahnen bleiben alle gleich groß. Das einzige was sich ändern kann, ist der Drehimpuls und hier ist der Austausch an das Integral der Bewegung geknüpft. Es ermöglicht, vereinfacht gesagt, den Austausch von Exzentrizität in Bahnneigung. Ein bisschen so wie beim Geldwechseln: Exzentrizität und Bahnneigung sind zwei unterschiedliche Währungen und das Integral der Bewegung ist der Wechselkurs. Wenn ich also zum Beispiel einen Körper habe, mit kleiner Exzentrizität und großer Bahnneigung, also auf einer eher kreisförmigen Bahn, die stark geneigt ist, dann kann sie sich dank des Kozai-Effekts zu einer Bahn mit hoher Exzentrizität und kleiner Bahnneigung entwickeln. Das eine wird gegen das andere getauscht. Und umgekehrt geht es genau so. Und jetzt wird das ganze schon ein bisschen weniger abstrakt. Stellen wir uns einen Kometen vor der sich in einer Kozai-Konfiguration befindet. Er hat eine einigermaßen kreisförmige Bahn, die dafür aber stark gegenüber der Erdbahn geneigt ist. Er wird nun von Jupiter gestört und die Bahn verändert sich. Wegen des Kozai-Effekts bleibt die Größe der Bahn der gleich. Am mittleren Abstand zwischen dem Komet und der Sonne ändert sich also nichts. Die Bahn wird aber deutlich elliptischer. Sie wird sehr viel langgestrecker als vorher und wenn die Größe dabei gleich bleiben muss, dann geht das nur, wenn der sonnennächste Punkt der Kometenbahn näher an die Sonne rückt als er vorher war. Ein Komet der dem Kozai-Effekt unterliegt wird also sehr viel näher als der Sonne vorbei fliegen als vorher und vielleicht sogar in sie hinein stürzen. Damit dieses Wechselspiel von Exzentrizität und Bahnneigung stattfinden kann, braucht es eine bestimmte kritische Bahnneigung. Der Wert liegt bei circa 39 Grad: Unser Komet würde also erst dann anfangen, Bahnneigung gegen Exzentrizität einzutauschen, wenn seine Bahnneigung diesen Winkel überschreitet. Erst dann beginnen die für den Kozai-Effekt typischen Oszillationen von Exzentrizität und Bahnneigung. Die Exzentrizität steigt und steigt während die Bahnneigung sinkt. Wird die Bahn zu elliptisch, dann dreht sich das Spiel um. Sie wird wieder kreisförmiger, die Exzentrizität sinkt während die Bahnneigung steigt, bis der kritische Wert wieder überschritten ist und alles von vorne anfängt. Dieser Mechanismus ist zwar etwas kompliziert, und es nicht unbedingt leicht zu sehen, warum es ihn geben muss. Aber er existiert und er spielt eine große Rolle bei der Bewegung von Himmelskörpern. Ein paar Monde des Jupiters und des Saturns etwa sind in genau so einer Konfiguration und zeigen Kozai-Oszillationen. Das kann unter Umständen auch schief gehen: Wird die Bahn eines Mondes zu exzentrisch, dann führt sie ihn immer näher an den Planeten heran. Dadurch werden die Gezeitenkräfte immer größer, bis der Mond davon auseinandergerissen und zerstört wird. Exzentrischen Bahnen sind prinzipiell gefährlich: Je langgestreckter die Bahn, desto größer die Chance, dass man einem anderen Himmelskörper in die Quere kommt und mit ihm kollidiert. Auch bei den Planeten anderer Sterne spielt der Kozai-Mechanismus eine Rolle. Dort haben wir immer wieder riesige Gasplaneten gefunden, die sich sehr nahe an ihrem Stern befinden. Diese "heißen Jupiter", wie sie genannt werden, können dort aber nicht entstanden sein. Sie müssen von weiter außen im System nach innen gewandert sein und der Kozai-Mechanismus kann hier beteiligt gewesen sein. Er kann dafür gesorgt haben, dass die Bahn eines Planeten immer exzentrischer wurde und er so dem Stern immer näher kam. Durch die Gezeitenkräfte zwischen Stern und Planet wurde der Kozai-Mechanismus dann aber irgendwann ausgehebelt und die Bahn wieder kreisförmig. So ist der Planet dort gelandet, wo er sich jetzt befindet. Der Kozai-Mechanismus muss berücksichtigt werden wenn schwarze Löcher kollidieren, wenn sich Asteroiden durch ein Planetensystem bewegen oder wenn man Satelliten unter Kontrolle halten will. Er spielt immer dann eine Rolle, wenn sich Dinge bewegen und das ist überall im Universum. Er ist zugegebenermaßen nicht leicht zu verstehen wenn man die zugrundeliegende Mathematik nicht kennt. Aber es reicht fürs erste ja schon mal, wenn man weiß, dass es ihn gibt und für was er verantwortlich ist. Deswegen kommt jetzt noch mal alles in einem Satz: Der Kozai-Effekt beschreibt die periodische Veränderung der Bahn eines Himmelskörpers, bei der sich die Exzentrizität und Bahnneigung gegengleich verändern. Zum Klugscheißen auf der nächsten Party sollte das auf jeden Fall reichen.

Unite behind the science! Sternengeschichten Folge 434: Der (menschengemachte) Klimawandel Ich habe in vergangenen Folgen der Sternengeschichten immer wieder mal über den Klimawandel gesprochen. Und werde das mit Sicherheit auch in Zukunft immer wieder tun. Es gibt kaum ein Thema, das so dauerhaft so enorm relevant für uns Menschen ist. Immerhin geht es um nichts weniger als um den Planeten auf dem wir leben. Um den EINZIGEN Planeten den wir kennen, auf dem Menschen überhaupt leben können. Und selbst wenn wir irgendwann mal irgendwo im All eine echte "zweite Erde" finden sollten, dann ist die viel zu weit entfernt, als das wir etwas damit anfangen könnten. Wenn man es etwas alarmistisch ausdrücken möchte, dann geht es beim Klimawandel darum, dass wir gerade dabei sind, den einzigen bekannten bewohnbaren Planeten unbewohnbar zu machen. Andererseits ist das aber auch nicht sonderlich übertrieben. Es ist durchaus angebracht, angesichts des Klimawandels alarmistisch zu sein. Und man kann sich auch gar nicht zu viel mit diesem Thema beschäftigen. Auch wenn man denkt, man hätte schon alles dazu gehört. Denn wenn wir Menschen wirklich schon alles dazu gehört hätten UND auch verinnerlicht, dann würde die Welt heute nicht so aussehen, wie sie es tut. Aber fangen wir mal bei einer ganz anderen Frage an: Was hat eigentlich ein Astronom wie ich zu dem Thema zu sagen? Klimaforschung ist keine Astronomie, wieso glaube ich, dass ich da was relevantes dazu sagen kann? Und ja, Klimaforschung IST keine Astronomie. Und ich bin kein Klimaforscher. Aber zumindest auf einem sehr grundlegenden Level geht es beim Klimawandel darum, zu verstehen, wie ein Planet funktioniert. Und da hat die Astronomie natürlich schon auch etwas zu sagen. Und auch wenn es beim Klimawandel darum geht, wie wir Menschen uns verhalten und wie wir die Atmosphäre der Erde verändern, liegt dem ganzen doch die Wechselwirkung zwischen Erde und Sonne zugrunde. Es geht um die Art und Weise, wie die Sonnenstrahlung auf die Erde trifft und was dort mit ihr passiert. Und auch hier hat die Astronomie das eine oder andere beizutragen. Das ändert nichts daran, dass Klimaforschung eine enorm komplexe Disziplin ist. Eben weil so viele verschiedene Wissenschaften zusammenkommen und zusammenarbeiten müssen. Immerhin ist ja auch die Erde ein sehr komplexes System. So gut wie ALLES spielt eine Rolle, wenn es ums Klima geht. Man muss die Atmosphäre verstehen, die Ozeane und die Kontinente. Man braucht die chemischen Prozesse, die geologischen und die astronomischen Vorgänge. Es geht darum, was wir Menschen treiben und es geht darum, was mit Pflanzen, Tieren und den Mikroorganismen passiert. Und so weiter. Diese enorme Komplexität kann ein wenig abschreckend wirken. Und viele Menschen behaupten auch, dass man genau deswegen ja überhaupt nicht wissen könne, was mit dem Klima passiert und vor allem nicht behaupten kann, dass wir Menschen was mit der Angelegenheit zu tun haben. Wenn alles so kompliziert ist, kann sich ja niemand so genau auskennen… Was aber natürlich so nicht stimmt. Die Grundlagen des ganzen sind nämlich gar nicht so kompliziert. Die kann man sehr gut erklären und verstehen und deswegen werde ich das jetzt machen. Im Wesentlichen geht es um etwas, das man "Strahlungsbilanz" nennt. Also um die Fragen: Wie viel Strahlung gelangt von der Sonne auf die Erde? Was passiert dort damit? Und wie viel Strahlung gelangt von dort wieder zurück ins Weltall? Beziehungsweise ist es vielleicht besser, wenn man anstatt "Strahlung" den Begriff "Energie" verwendet. Das kommt aufs gleiche raus, denn Strahlung ist ja quasi nichts anderes als Energie. Und Energie kann nicht einfach verschwinden. Wenn wir also eine Strahlungsbilanz für die Erde erstellen, müssen wir darauf achten, dass wir nichts übersehen. Die gesamte Menge an Energie im System muss immer gleich bleiben, sonst haben wir irgendwo einen Fehler gemacht. Ich werde es mir jetzt sparen, diese Bilanz wirklich mathematisch exakt zu erstellen, mit allen Zahlenwerten und so weiter. Es geht jetzt ums Prinzip und um zwei wichtige Punkte. Erstens: Wir sind hier nicht auf irgendwelche Vermutungen angewiesen. Strahlung zu messen ist etwas, was wir können. Und auch tun. Es ist vor allem auch keine obskure Geheimwissenschaft, sondern in der gesamten Physik absolut grundlegend. Nicht nur, wenn es um den Klimwandel geht. Wir WISSEN, wie sich Objekte verhalten, die angestrahlt werden. Wir wissen, wie und unter welchen Umständen sie Strahlung aufnehmen, reflektieren, sich erwärmen, abkühlen, und so weiter. Dieses WISSEN existiert schon seit langer Zeit und bildet eine der Grundlagen unserer gesamten Naturwissenschaft. Wer behauptet, wir könnten nicht verstehen, wie es mit der Strahlung zwischen Sonne und Erde aussieht, behauptet damit zwangsläufig auch, dass die moderne Naturwissenschaft falsch ist. Der zweite wichtige Punkt ist das, was wir "Treibhauseffekt" nennen. Darüber habe ich sehr ausführlich schon in Folge 241 der Sternengeschichten gesprochen. Deswegen hier nur die Kurzversion: Seit dem 19. Jahrhundert wissen wir, dass die Zusammensetzung der Erdatmosphäre einen Einfluss auf die Menge an Strahlung hat, die einerseits aus dem All auf den Boden gelangen kann und andererseits von dort zurück ins All. Die Strahlung der Sonne die auf die Erde trifft, ist kurzwellig. Wenn sie die Erde dann erwärmt, gibt die diese aufgenommene Energie aber in Form langwelligerer Wärmestrahlung wieder ab. Manche Moleküle - die sogenannten Treibhausgase - lassen kurzwellige Strahlung passieren, langwellige aber nicht. Wie das genau funktioniert könnt ihr in Folge 241 nachhören, das Resultat aber ist der Treibhauseffekt. Je mehr Treibhausgase wie zum Beispiel Kohlendioxid, Methan oder Wasserdampf wir in der Atmosphäre haben, desto weniger Wärmestrahlung kann die Erde zurück ins All abstrahlen. Und desto weiter heizt sie sich auf. Womit wir wieder bei der Strahlungsbilanz wären. Denn das ist natürlich ein Faktor, den wir dort berücksichtigen müssen. Wir können ja auch die Menge an Treibhausgasen in der Atmosphäre messen. Und müssen den Treibhauseffekt in der Bilanz berücksichtigen. Würde man einfach so tun, als wären gar keine Treibhausgase in der Atmosphäre oder als hätten sie keinen Effekt, dann wäre die Strahlungsbilanz am Ende falsch. Die Rechnung geht nur dann auf, wenn wir den menschengemachten Treibhauseffekt inkludieren. Trotz aller Komplexität der Klimaforschung ist es also völlig klar und unbestritten, dass die Erde sich erwärmt. Das ist keine Vermutung, das ist keine reine Behauptung, sondern das Resultat ganz konkreter Messungen und genau das, was uns die selben Naturgesetze sagen, die auch den Rest der Naturwissenschaft bestimmen. Und wir können uns auch nicht aus der Affaire ziehen in dem wir behaupten, das ganze Kohlendioxid wäre gar nicht von uns Menschen verursacht worden. Es gibt zwar jede Menge natürliche Prozesse, die ebenfalls CO2 in die Atmosphäre entlassen. Das ist der sogenannte Kohlenstoffzyklus, den ich sehr ausführlich in Folge 242 der Sternengeschichten vorgestellt habe. Aber in diesen stabilen Kreislauf haben wir Menschen vor knapp 150 Jahren massiv eingegriffen. Wir haben Kohlenstoff in Form der fossilen Brennstoffe aus der Erde gegraben, in unseren Autos, Häusern, Kraftwerken und Fabriken verbrannt und so Kohlendioxid in die Atmosphäre entlassen. In geologisch enorm kurzer Zeit haben wir enorm große Mengen an CO2 freigesetzt; CO2 das eigentlich für sehr, sehr viel längere Zeiträume in der Erde gespeichert hätte bleiben sollen. In einem einzigen Jahr pusten wir so viel CO2 in die Luft wie sich in circa einer Million Jahre durch die natürlichen Kreisläufe in der Erde eingelagert hat. Es ist nicht überraschend, dass das die Dinge ein wenig durcheinander bringt. Wir sehen an den Messungen, dass die Menge an CO2 seit der industriellen Revolution im 19. Jahrhundert kontinuierlich steigt, genau so wie es zu erwarten war, als wir angefangen haben, fossile Brennstoffe zu nutzen. Wir sehen, wie gleichzeitig die Temperatur der Atmosphäre ansteigt, genau so wie es zu erwarten war, weil CO2 ein Treibhausgas ist. Wir können anhand von chemischen Unterschieden im Kohlenstoff sogar eindeutig feststellen, dass es das CO2 aus den fossilen Brennstoffen ist, dass sich in unserer Atmosphäre anreichert. Wenn man also nicht die komplette Wissenschaft leugnet, dann folgt aus all dem ohne jeden Zweifel: Wir Menschen haben durch unsere Aktivitäten eine zusätzliche Erwärmung der Erde verursacht. Der Klimawandel ist menschengemacht. Und selbst wenn er es nicht wäre - was nicht stimmt! - würde das nichts daran ändern, dass dieser Klimawandel schlecht für uns ist. Ja, wir wissen, dass es auch in der Vergangenheit der Erde immer wieder Änderungen im Klima gegeben hat. Es gab Phasen in der Geschichte unseres Planeten, in dem es wesentlich heißer war als heute. Es gab auch Zeiten, in denen die Erde sehr viel kälter war. Ganz ohne Menschen. Ich habe davon in den Folgen 55 und 209 mehr erzählt. Daraus folgt aber erstens nicht, dass wir Menschen nicht auch in der Lage sind, das Klima zu verändern. Und zweitens ist das, was jetzt passiert, etwas völlig anderes. Die früheren Veränderungen im Klima haben sich im Laufe von sehr langen Zeiträumen abgespielt. Jetzt läuft die Erwärmung der Erde dramatisch schneller ab. Das ist auch der Grund, warum der Begriff "Klimawandel" eigentlich völlig irreführend ist. Es ist eben nicht einfach "nur" ein weiterer Wandel des Klimas in der Geschichte der Erde. Das, was wir jetzt erleben, ist eine Klimakrise. Die uns alle besorgt machen sollte. Selbst wenn man sich auf einen egoistischen Standpunkt zurückzieht und sich darüber freut, dass es jetzt im Winter nicht mehr so kalt ist. Denn eine globale Erderwärmung ist eben global! Wenn es bei uns im Winter nicht mehr so kalt ist, ist es im Sommer dafür sehr viel heißer. Sommerliche Höchsttemperaturen in Mitteleuropa von 40 Grad Celsius waren bisher die Ausnahme. In Zukunft werden sie regelmäßig auftreten. Und dort wo es jetzt schon heiß ist, wird es noch heißer werden. Vor allem aber heißt Erderwärmung ja nicht nur, dass alles einfach nur wärmer wird. Zu Beginn habe ich gesagt, dass es nicht nur um Strahlung geht, sondern um Energie. Klimawandel bedeutet, dass wir immer mehr Energie in die Atmosphäre stecken. Und deswegen dort alles sehr viel heftiger ablaufen wird als jetzt. Extremes Wetter wird häufiger. Dürre, Überschwemmungen, Waldbrände: All das wird durch immer mehr Energie in der Atmosphäre angefeuert. Die globalen Luft- und Wasserströmungen werden durcheinander gebracht was eben AUCH dazu führen kann, dass Luft, die sich ansonsten nur in der Nähe der Pole bewegt, nun auch ab und zu Ausflüge in gemäßigtere Breiten macht. Und dann haben wir - trotz Erderwärmung - immer wieder massive Kältewellen. Ich weiß, das klingt alles sehr katastrophal. Das will man nicht hören. Aber es IST eben leider auch katastrophal und es wird nicht weniger unangenehm, wenn wir so tun, als wäre nichts. Das Problem bei der Klimakrise ist ja, dass wir sie uns immer irgendwie in der Zukunft vorstellen. Dort ist sie aber nicht; sie ist in der Gegenwart und wir stecken mitten drin. Selbst wenn wir heute aufhören würden, neue Treibhausgase freizusetzen - was wir nicht tun, ganz im Gegenteil - aber selbst wenn, dann würde das erstmal noch keinen großen Effekt haben. Denn die ganzen Treibhausgase die jetzt schon in der Atmosphäre vorhanden sind, verschwinden ja nicht einfach. Sie können dort für Jahrzehnte bis Jahrtausende bleiben. Wir haben den Zeitpunkt längst verpasst, an dem wir die Klimakrise abwenden hätten können. Jetzt geht es nur noch darum zu entscheiden, wie schlimm sie werden wird. Und natürlich ist es ein wenig entmutigend, wenn man als einzelner Mensch vor dem gesamten Planeten steht. Wie soll man das aufhalten; wie soll man da etwas dagegen tun? Wir müssen auf dem gleichen Weg aus der Krise hinaus, auf dem wir hinein geschlittert sind: Alle zusammen! Das ganze CO2 ist ja nicht plötzlich aus dem Weltall in unsere Atmosphäre geplumpst. Es ist dort, weil einzelne Menschen Dinge gemacht haben, die für sich allein genommen keine Auswirkungen haben. In Summe aber schon. Weil wir alle Tag für Tag kleine, unscheinbare Entscheidungen getroffen haben. Als Privatpersonen. Als Verantwortliche in den Firmen in denen wir arbeiten. Als Politikerinnen und Politiker. Und so weiter. Wir alle, als Summe sehr vieler einzelner Menschen haben die ganzen Treibhausgase in die Atmosphäre gebracht. Und es ist falsch zu behaupten, es könnte jetzt, wo der ganze Dreck da drin ist, ein einzelner Mensch nichts dagegen tun. Eine einzige Person allein kann natürlich nichts machen. Aber wir alle zusammen schon. Wir können die Lösung des Problems nicht auf die Zukunft schieben. Ja, es lohnt sich, an so etwas der Kernfusion zu forschen. Es lohnt sich, Wasserstoffantriebe zu untersuchen. Und so weiter. Das alles sind spannende Technologien. Aber sie werden eben erst in der Zukunft verfügbar sein. Dann ist die Sache mit der Klimakrise aber schon längst erledigt, auf die eine oder die andere Weise. Wir müssen jetzt etwas tun. Und es GIBT ja schon alle Technologien, die wir brauchen würden, um der Klimakrise entgegen zu treten. Wir wissen, wie man Energie produzieren kann, ohne Treibhausgase freizusetzen. Wir wissen, welche unserer Tätigkeiten klimaschädlich sind und welche Alternativen es gibt. Wir müssen nicht warten, bis irgendeine Wundermaschine erfunden wird, die uns retten kann. Wir müssen uns halt einfach nur ein wenig verändern. Wir können die Lösung der Probleme auch nicht auf “die anderen” schieben. Wenn alle darauf warten, bis "die anderen" - wer auch immer das sein soll - endlich mal was tun, wird gar nichts getan. WIR müssen uns um die Lösung kümmern. Jeder einzelne von uns. All unsere Handlungen haben Konsequenzen. Wir können Einfluss nehmen. Durch das, was wir als Privatpersonen in unserem Alltag tun. Durch die Politikerinnen und Politiker die wir wählen. Durch die Produkte von Firmen die wir kaufen oder nicht kaufen. Durch das was wir essen, wie wir uns fortbewegen und durch das was wir fordern, durch das was wir kommunizieren. Wir Menschen sind ja eigentlich nicht dumm. In den letzten 150 Jahren haben wir grandiose Fortschritte gemacht. Die Lebensgrundlage aller Menschen hat sich verbessert; wir haben die Welt und das Universum auf völlig neue Art und Weise verstanden. Wir haben Dinge geschaffen, die sich unsere Vorfahren nicht einmal vorstellen können. Wir dürfen eben nur nicht die Augen vor dem Preis verschließen, den wir dafür gezahlt haben. Die Klimakrise gehört zu den negativen Folgen des Fortschritts. Das kann und darf man nicht ignorieren. Wir Menschen sind nicht dumm. Wir können uns ändern; darin sind wir eigentlich sogar recht gut. Wir wissen, was wir tun müssen. Also tun wir es doch. Die Erde ist zu einzigartig im Universum, um sie zu ruinieren.

Staubige Geheimnisse Sternengeschichten Folge 433: KIC 8462852 und die angebliche Alien-Zivilisation KIC 8462852 ist nicht unbedingt ein griffiger Name für einen Stern. Es ist ja auch eigentlich kein echter Name, sondern einfach nur seine Bezeichnung im "Kepler Input Catalog", der Datenbank an Sternen, die das Kepler-Weltraumteleskop untersucht hat. Es kommt bei den Sternen ja aber auch nicht auf den Namen oder die Bezeichnung an. Sondern auf das, was wir bei ihrer Beobachtung lernen können. Und bei KIC 8462852 ist das jede Menge! Kennen tun wir diesen speziellen Stern so sehr lange. Er taucht schon gegen Ende des 19. Jahrhunderts in diversen Sternkatalogen auf. Er befindet sich im Sternbild Schwan und ist ungefähr 1470 Lichtjahre von der Erde entfernt. Er ist ein wenig schwerer und größer als unsere Sonne, ein klein wenig heißer und leuchtet circa drei mal so hell. Wie alt der Stern ist, wissen wir noch nicht so genau, aber er ist vermutlich noch sehr jung, ein paar hundert Millionen Jahre nur. Mit freiem Auge ist KIC 8462852 nicht zu sehen; da braucht es schon ein halbwegs starkes Teleskop. Kurz gesagt: Das Ding unterscheidet sich auf den ersten Blick nicht sonderlich von den Milliarden anderen Sternen in unserer Milchstraße. Es ist halt ein Stern. Das hat sich im Jahr 2015 geändert. Also KIC 8462852 ist schon immer noch ein Stern. Aber eben einer, der sich deutlich von allen Sternen unterscheidet, die wir bisher beobachtet hatten. Das Weltraumteleskop Kepler hat zwischen 2009 und 2018 sehr viele Sterne beobachtet. Fast 200.000 und natürlich ist es da nicht möglich, alle Daten sofort und letztgültig auszuwerten. Das eigentliche Ziel von Kepler war die Suche nach extrasolaren Planeten. Um herauszufinden, ob ein Stern von einem Planeten umkreist wird, hat Kepler nach Helligkeitsschwankungen gesucht. Ändert ein Stern seine Helligkeit periodisch, dann kann das ein Zeichen dafür sein, dass ein Planet um ihn kreist und von uns aus gesehen in regelmäßigen Abständen immer ein bisschen Sternenlicht blockiert. Unterstützung bei dieser Suche kam von der Öffentlichkeit. Beim Projekt "Planet Hunters" konnten alle, die wollten, die Helligkeitsmessungen von Kepler anschauen und dort nach charakteristischen Schwankungen suchen. Oder nach anderen Dingen, die irgendwie auffällig sind. Das war bei KIC 8462852 der Fall. Seine Helligkeit änderte sich, aber nicht periodisch und nicht nur ein bisschen. Sondern ziemlich wild und teilweise wurde der Stern um 22 Prozent dunkler. Ein Planet kann so etwas nicht verursachen; der ist im Vergleich zum Stern so klein, dass er dessen Licht nur um Bruchteile eines Prozents verdunkeln kann. Was er dann auch auf jeden Fall regelmäßig tut. Die amerikanische Astronomin Tabetha Boyajian, zuständig für das Planet-Hunters-Projekt, sah sich die Sache genauer an. Und veröffentlichte gemeinsam mit vielen Kolleginnen und Kollegen im September 2015 einen Artikel über den Stern. Er hatte den Titel "KIC 8462852 - Where's the Flux?". Mit "Flux" ist das Sternenlicht gemeint und die große Frage war: Wo ist es hin und warum ist dieser Stern so komisch dunkler geworden? Und jetzt kann ich auch endlich aufhören, "dieser Stern" oder "KIC 8462852" zu sagen. Nach dieser Veröffentlichung wurde "dieser Stern" schnell als "Tabby's Stern" bekannt, nach dem Spitznamen von Tabetha Boyajian. Manche nannten ihn auch "WTF-Stern", was sich einerseits auf das "Where's the Flux" im Titel der Forschungsarbeit bezieht. Andererseits aber auch auf die gebräuchliche englische Abkürzung die - sagen wir es mal familienfreundlich - großes Erstaunen ausdrückt. Also. WTF. Was ist los mit Tabbys Stern? Die Daten zeigen, dass es dort am 5. März 2011 den ersten außergewöhnlichen Helligkeitseinbruch gab. Innerhalb eines Tages wurde seine Helligkeit um 16 Prozent geringer, einen Tag später war dort alles wieder normal. Am 28. Februar 2013 kam die nächste große Verdunkelung. Zuerst sank die Helligkeit nur um 1,5 Prozent für drei Tage. Dann ging es aber gleich um 22 Prozent runter und diese Verdunkelung war erst zwei Tage später wieder vorbei. Knapp drei Wochen später wurde es nochmal dunkler, diesmal nicht ganz so stark. Und nochmal knapp 5 Wochen später sank die Helligkeit ein weiters Mal für zehn Tage. Das ist außergewöhnlich. So was macht ein Stern normalerweise nicht. Einen Planeten kann man definitiv als Ursache für diese Helligkeitsschwankungen ausschließen. Aber es gibt ja noch jede Menge andere Gründe, aus denen ein Stern seine Helligkeit verändern kann. Zum Beispiel, wenn er Teil eines Doppelsternsystems ist. Dann ändert der Stern selbst zwar seine Helligkeit nicht. Aber wenn die beiden Sterne sehr dicht aneinander stehen, dann erscheinen sie uns aus der Ferne wie EIN Stern und je nachdem, ob die beiden von uns aus gesehen nebeneinander oder hintereinander stehen, ändert sich die von uns beobachtete Helligkeit. Tatsächlich hat Tabbys Stern einen Begleiter; einen kleinen roten Zwergstern. Der ist aber sehr weit weg und kann mit den Helligkeitsschwankungen nichts zu tun haben. Sterne können auch von sich aus ihre Helligkeit verändern. Davon habe ich in den Folgen 64 und 65 ja schon ausführlicher erzählt. Sie tun das, wenn in ihrem Inneren spezielle Prozesse ablaufen, die zu Temperatur- und Größenschwankungen führen. Tabbys Stern ist aber eigentlich nicht die Art von Stern, die so etwas macht und die Schwankungen passen auch nicht zu dem, was man erwarten würde. Boyajian und ihre Kolleg:innen haben noch weitere Hypothesen untersucht, die wir uns später noch anschauen werden. Über ein Thema haben sie in ihrem Fachartikel allerdings nicht gesprochen. Das Thema, das sämtliche Medienberichte über Tabbys Stern dominiert, taucht dort nicht auf. Dafür aber in einem Interview, in dem sich ein Kollege von Boyajian geäußert und das eine Wort verwendet hat, das verlässlich immer für gewaltige Aufregung sorgt: Aliens! Der Astronom Jason Wright wurde darin mit dem Satz "[D]as sieht so aus wie etwas, das eine außerirdische Zivilisation gebaut haben könnte". Unmittelbar davor sagte er zwar auch "Außerirdische sollten immer die letzte Hypothese sein, die man zur Erklärung von etwas heranzieht.". Aber wenn die Aliens einmal im Spiel sind, interessieren sich die meisten Medien nicht mehr sonderlich für irgendeine kritische Einordnung. Fortan war Tabbys Stern der Stern mit den außerirdischen "Megastrukturen". Und damit ist etwas gemeint, das man auch unter den Namen "Dyson-Sphäre" oder "Dyson-Schwarm" kennt. Ich habe darüber in Folge 159 gesprochen: Im Prinzip geht es darum, dass eine technisch sehr weit fortgeschrittene Zivilisation sich Gedanken darüber macht, wie man möglichst viel Energie eines Sterns nutzen kann. Auf der Erde kriegen wir zum Beispiel ja nur die Sonnenenergie, die auch auf unseren Planeten trifft. Der ganze Rest der Sonnenstrahlung verschwindet ungenutzt von uns in alle anderen Richtungen im All. Wenn man nun aber eine Kugelschale um die Sonne bauen würde, könnte man die gesamte Energie auffangen und nutzen. So ein Ding wäre eine Dyson-Sphäre, und es ist quasi unmöglich, es zu bauen. Immer noch sehr unmöglich, aber ein kleines bisschen weniger ist ein "Dyson-Schwarm", bei dem man den Stern nicht mit einer geschlossenen Schale sondern mit jeder Menge gigantischer Sonnenkollektoren umgibt. Und ja, so etwas würde tatsächlich dafür sorgen, dass wir Helligkeitsschwankungen sehen. Je nachdem wie viele von diesen Kollektoren gerade aus unserer Sicht vor dem Stern vorbei ziehen, würde sich dessen Licht verdunkeln. Es müsste aber ein Dyson-Schwarm unter Konstruktion sein. Denn die Schwankungen waren ja unregelmäßig und kamen in großen Abständen. Vielleicht haben wir auch gesehen, wie die Aliens irgendwelche großen Asteroiden und Planeten gesprengt haben, um das Material für ihre Konstruktionen zu gewinnen und die Verdunkelung kam durch den ganzen dabei erzeugten Staub zustande? Oder es war ein Alienkrieg im Gange und irgendwer hat eine gigantische Strahlenkanone benutzt um einen Planeten zu zerstören? Man kann nach Lust und Laune spekulieren; mit echter Wissenschaft hat das allerdings wenig zu tun. Das ist wichtig, das sollte man sich auf jeden Fall merken: Nur weil man nicht weiß, was die Ursache für ein Phänomen ist, folgt daraus NICHT, das jede beliebige Ursache in Frage kommt und jede beliebige Ursache gleich wahrscheinlich ist! Aliens sind zumindest theoretisch eine Möglichkeit, die Helligkeitsschwankungen von Tabbys Stern zu erklären. Andererseits kann man ausreichend fortschrittliche Aliens ja auch als Erklärung für so gut wie alles heranziehen. Und vor allem: Es gibt nicht mal ansatzweise einen Beleg dafür, dass irgendwo solche fortschrittlichen Aliens existieren und an ihren Sternen rumbasteln. Auch Tabbys Stern ist kein solcher Beleg. Dafür sind die Daten alles andere als eindeutig genug. Denn es gibt noch ausreichend andere Erklärungsansätze die nicht nur deutlich wahrscheinlicher sind sondern - im Gegensatz zu megaschlauen Aliens - von denen wir auch wissen, dass sie tatsächlich möglich sind, weil wir entsprechende Prozesse anderswo im Universum schon beobachtet haben. Gehen wir lieber nochmal zurück zur echten Wissenschaft. Natürlich hat man den Stern weiter beobachtet. Und es gab weitere Verdunkelungsphasen, die ebenso seltsam waren wie die zuvor. Und man hat natürlich auch weiter darüber nachgedacht, was die Ursache dafür sein kann. Ein einzelnes Objekt kann es kaum sein. Es müsste gewaltig groß sein und komplett unvorhersagbar am Stern vorüber ziehen. Sowas machen Himmelskörper nicht. Aber Staub ist ein guter Kandidat. Staubwolken können enorm groß sein, sie können das Licht eines Sterns ebenfalls verdunkeln und vor allem kann sich die Größe und Dichte so einer Staubwolke vergleichsweise schnell ändern. Nur: Wo käme der Staub bei Tabbys Stern her? Er könnte zum Beispiel Ringe aus Staub haben; bei jungen Sternen wäre sowas durchaus möglich. Es könnte sich auch um einen Schwarm von Kometen handeln, die den Stern umkreisen und ihm dabei sehr nahe kommen. Durch die Erwärmung der Kometen würden sie auftauen und es käme immer wieder zu neuen "Staubausbrüchen". Solche dichten und großen Ansammlungen von Kometen sind allerdings eher ungewöhnlich. Es gäbe noch weitere Hypothesen, aber neue Beobachtungen haben die Sachlage ein wenig eingeschränkt. Man hat zuerst einmal festgestellt, dass es sich wirklich um Staub handelt. Neue Beobachtungen haben gezeigt, dass der blaue Anteil des Lichts stärker abgeschwächt wird als der rote Anteil. Das ist genau das, was Staub mit Sternenlicht macht. Wäre es ein massives Objekt, also zum Beispiel irgendeine Alien-Struktur, würde man erwarten, dass alle Teile des Lichts gleichmäßig abgeschwächt werden. Man hat außerdem beobachtet, dass der Stern als ganzes dunkler wird. Nicht schnell, das ist ein Vorgang, der sich im Laufe von Jahrhunderten abspielt. Und dann hat man auch noch andere Sterne gefunden, die ein ähnliches Verhalten wie Tabbys Stern zeigen. Das alles sind deutliche Hinweise darauf, dass es sich um einen natürlichen Vorgang handelt, der vielleicht selten ist, aber nichts mit Aliens zu tun hat. 2019 haben Forscherinnen und Forscher eine Möglichkeit gefunden, wie sich all das erklären lässt. Das ganze läuft so: Der Stern wird von einem Planeten umkreist. Und der Planet von einem Mond. Vielleicht ist da noch ein weiterer Planet in größerer Entfernung, den braucht es aber nicht zwingend, denn da ist ja auch noch der vorhin erwähnte kleine Begleitstern. Wichtig ist nur, dass da zwei Himmelskörper sind, die über ihre Gravitationskraft miteinander wechselwirken können. Unter bestimmten Bedingungen kann das dazu führen, dass der Planet mit seinem Mond auf eine Bahn gerät, die ihn immer näher an den Stern heranführt. Dann kann der Planet vom Stern verschluckt werden; der Mond, der dadurch plötzlich aus dem gravitativen Griff seines Planeten entlassen wird, aber übrig bleiben. Er befindet sich nun in einer engen Umlaufbahn um den Stern und wird aufgeheizt. Nicht nur das: Er wird regelrecht Schicht für Schicht verdampft. Das führt einerseits dazu, dass sich im Laufe der Zeit eine immer dickere Schicht an Staub um den Stern bildet. Der Stern würde dadurch, wie beobachtet, langsam immer dunkler. Der Mond beziehungsweise seine Reste, sind aber immer noch da und umkreisen den Stern. Er zieht jetzt eine gewaltige Staubspur hinter sich her, immer wieder kommt es durch die Aufheizung zu neuen Staubausbrüchen. Der Staub kann im Laufe der Zeit auch verklumpen und größere Brocken bilden. Aus unserer Sicht sehen wir mal den ganzen Mond vor dem Stern vorüberziehen, inmitten seiner enormen Staubwolke. Mal aber auch nur die Ausläufer des Staubschweifs; mal dickere Klumpen im Staub und mal nicht. Wenn die Bahn des Mondes dann aus unserer Sicht auch noch ein wenig geneigt ist, führt das dazu, das wir nicht alle Verdunkelungsereignisse beobachten können. Wir würden ein unregelmäßiges Muster sehen, genau so wie wir es ja auch tun. Es braucht eine spezielle Konfiguration von Stern, Mond und Planet damit sowas passieren kann. Das wird nicht häufig vorkommen, aber es gibt viele Sterne da draußen und bei ein paar von ihnen WIRD es vorkommen. Weswegen wir solche Objekte wie Tabbys Stern und ein paar andere ähnliche Sterne beobachten können. Das klingt alles sehr plausibel. Auf jeden Fall plausibler als irgendwelche Alien-Baustellen. Und, wenn man sich einmal von der Vorstellung gelöst hat, dass nur Außerirdische spannend sein können, es ist auch ein wirklich faszinierender Vorgang. Wir beobachten die langsame Zerstörung eines Himmelskörpers; etwas, was vermutlich überall im Universum immer wieder Mal vorkommt. Etwas, was wir in unserem eigenen Sonnensystem - zum Glück - nicht beobachten können. Aber Tabbys Stern gibt uns einen Blick auf diesen Prozess. Oder auch nicht. Denn genau können wir es natürlich immer noch nicht wissen. Es wird noch viel mehr Beobachtungsdaten brauchen, bevor wir uns sicher sein können, was dort abgeht. Und wahrscheinlich entdecken wir unterwegs noch ein paar neue, seltsame Phänomene. Das Universum wird nicht aufhören, uns zu überraschen.

Blau und zu spät dran Sternengeschichten Folge 432: Wiedergeborene Blaue Nachzügler Ein Stern entsteht irgendwann aus einer großen Wolken voll Gas und Staub. Dann tut er ein paar Millionen oder Milliarden Jahre lang das, was Sterne so tun. In seinem Inneren fusionieren Atome miteinander und er leuchtet mit der dabei entstehenden Energie. Und wenn der Brennstoff irgendwann mal alle ist, ist das Leben des Sterns zu Ende. Kein Stern lebt ewig. Aber manche Sterne leben länger, als sie es eigentlich tun dürften. Es geht heute allerdings nicht um "Zombie"-Sterne, obwohl es so etwas ähnliches in der Astronomie tatsächlich gibt (aber das ist ein Thema für eine andere Folge der Sternengeschichten). Es geht um Sterne, die man "Blaue Nachzügler", oder, etwas üblicher mit dem englischen Fachbegriff "Blue Stragglers" nennt. Um die Geschichte dieser ganz besonderen Sterne zu verstehen, muss ich noch einmal kurz das wiederholen, was ich vor sehr langer Zeit schon einmal ausführlich erklärt habe; nämlich in Folge 6 der Sternengeschichten, als es um das Hertzsprung-Russell-Diagramm ging. Dieses in der Astronomie enorm wichtige Diagramm besagt - sehr kurz erklärt - dass Sterne nicht beliebige Kombinationen von Helligkeit und Temperatur haben können. Bestimmt man diese Werte für eine Gruppe von beliebigen Sternen und zeichnet sie in einem Diagramm ein, auf dem an der einen Achse die Helligkeit aufgetragen wird und auf der anderen die Temperatur, dann findet man die Sterne da nicht einfach irgendwo verteilt. Sondern alle entlang einer Linie, die sich von links oben nach rechts unten erstreckt. Also von den heißen, hellen Sternen hin zu den kühlen und dunklen. Der Grund dafür ist die Art und Weise, wie ein Stern funktioniert. Je mehr Masse ein Stern hat, desto größer sind Druck und Temperatur in seinem Inneren. Desto schneller kann dort auch die Kernfusion ablaufen und desto größer ist seine Leuchtkraft. Ein massereicher Stern hat gar keine andere Wahl, als heiß und hell zu sein; ebenso kann ein kleiner Zwergstern nicht anders, als kühl und schwach zu leuchten. Das gilt allerdings nur solange, wie im Inneren des Sterns die normalen Kernfusionsprozesse ablaufen. Neigt sich das Leben eines Sterns dem Ende zu, dann ändert sich das Bild. Unsere Sonne zum Beispiel ist derzeit ein ganz normaler Hauptreihenstern, also ein Stern, der genau auf dieser speziellen Linie im Hertzsprung-Russell-Diagramm liegt. Sie hat sich dort exakt an dem Punkt eingeordnet, den die physikalischen Vorgänge für einen Stern ihrer Masse vorgesehen haben. Und an diesem Punkt im Diagramm bleibt die Sonne auch. Das wird sich erst in circa 5 bis 6 Milliarden Jahren ändern. Dann wird die Sonne beginnen sich langsam aufzublähen, sie wird immer größer werden bis sie ein sogenannter Roter Riese geworden ist. Sie ist dann sehr groß und leuchtet sehr hell. Aber sie ist auch sehr kühl, eben weil sie sich so stark aufgebläht hat und ihre Dichte gesunken ist. Die Sonne wird dann kein Hauptreihenstern mehr sein, sondern landet im Hertzsprung-Russell-Diagramm auf dem sogenannten "Roten-Riesen-Ast", in der oberen rechten Ecke, über der Hauptreihe. Da die Kernfusion im Inneren der Sonne aber immer weiter zum Erliegen kommt, wird auch dieses Stadium irgendwann enden und aus dem roten Riesen wird ein Weißer Zwerg. Das ist der kleine, aber heiße Rest, der innere Kern der Sonne in dem dann keine Fusion mehr stattfindet. Aus der oberen rechten Ecke wandert die Sonne im Diagramm also in die linke untere Ecke, wo die heißen, aber schwach leuchtenden Objekte zu finden sind. Das hat alles noch nichts mit den Blauen Nachzüglern zu tun, ist aber trotzdem wichtig. Der Weg der Sonne durch das Hertzsprung-Russell-Diagramm ist typisch; das machen alle Sterne so. Sie reihen sich nach der Geburt auf ihrem Platz entlang der Hauptreihe ein und verlassen sie, wenn die Kernfusion in ihrem Inneren zum Erliegen kommt. Interessant wird es nun, wenn wir uns nicht einfach irgendwelche Sterngruppen anschauen, sondern die Sterne eines Sternhaufens. Das sind, wie der Name ja mehr als deutlich sagt, Sterne, die sich unter ihrer gemeinsamen Gravitationskraft zu einem Haufen angeordnet haben. Nicht wie ein Haufen Orangen im Supermarkt natürlich. Aber die Sterne eines Haufens befinden sich im Allgemeinen deutlich näher beieinander, als es Sterne tun, die nicht Teil eines Haufens sind, so wie unsere Sonne. Außerdem sind die Sterne eines Haufens alle Geschwister. Sie sind alle gemeinsam aus der gleichen großen kosmischen Wolke entstanden. Nicht alle exakt zum gleichen Zeitpunkt, aber nach astronomischen Zeitskalen gerechnet nicht lange hintereinander. Nimmt man nun NUR die Sterne eines Sternhaufens und zeichnet nur für sie ein Hertzsprung-Russell-Diagramm, dann sieht das zu Beginn noch völlig normal aus. Jeder Stern hat nach der Geburt eine unterschiedliche Masse, je nachdem was der Zufall der Sternentstehung da gerade zustande gebracht hat. Die massereichen Sterne liegen links oben im Diagramm, die leichteren rechts unten; wir kriegen eine ganz normale Hauptreihe. Wenn wir aber ein paar 100 Millionen Jahre warten, hat sich das Bild geändert. Denn je mehr Masse ein Stern hat, desto kürzer ist sein Leben. Ein Stern der heißer brennt, ist auch schneller mit der Kernfusion durch; sein Brennstoff ist früher aufgebraucht. Das heißt, die ersten Sterne die die Hauptreihe eines Sternhaufens verlassen, sind auch die massereichsten. Wir werden nun also eine verkürzte Hauptreihe sehen; die heißen und hellen Sterne oben links fehlen, weil sie schon in Richtung roter Riesenast abgebogen sind. Warten wir noch ein wenig länger, wird die Hauptreihe noch kürzer sein. Und so weiter. Das ist nicht nur interessant, sondern auch ein wichtiges Werkzeug. Denn aus diesem "Abknickpunkt" der Hauptreihe kann man wunderbar das Alter eines Sternhaufens bestimmen. Je älter er ist, desto mehr seiner Sterne haben die Hauptreihe schon verlassen. 1953 hat der amerikanische Astronom Allan Sandage genau so eine Altersbestimmung im Kugelsternhaufen M3 durchgeführt. Und dabei ist ihm etwas seltsames aufgefallen. Die Hauptreihe war verkürzt und daraus ließ sich ein Alter von circa 11 Milliarden Jahren ableiten. Aber Sandage hat eine Gruppe von Sternen gefunden, die hinter dem Abknickpunkt lagen. Heiße, blau leuchtende Sterne mit einer Masse, die zu groß war als dass sie noch existieren dürften. Alle anderen Sterne des Haufens mit ähnlicher Masse waren längst in Richtung roter Riesenast gewandert. Nur diese komischen blauen Sterne leuchteten immer noch heiß und hell. Sie waren immer noch auf der Hauptreihe, obwohl sie die aufgrund ihrer Masse und ihres Alters eigentlich schon längst verlassen hätten sollen. Das sind die "Blauen Nachzügler" und es war lange unklar, wie sie es geschafft haben, ihr Leben zu verlängern. Die blauen Nachzügler findet man nicht überall. Sie existieren vor allem dort, wo viele Sterne mit vergleichsweise wenig Abstand auf einem Haufen sind. Also in Sternhaufen oder auch in den Zentralbereichen einer Galaxie. Das ist kein Zufall! Nur deswegen kann es sie überhaupt geben. Weil ein einzelner Stern kann nichts gegen die Physik ausrichten. Wenn der Brennstoff für die Kernfusion aufgebraucht ist, muss er die Hauptreihe verlassen. Da gibt es keine Alternative. Aber wenn der Stern es irgendwie schafft, an neues Material zu kommen um weiter Kernfusion zu betreiben, dann hat er eine Chance. Und es muss ausreichend viel Material sein! Eine Möglichkeit das zu erreichen, haben Sterne, die Teil von Doppel- oder Mehrfachsternsystemen sind. Sind zwei Sterne eines Systems einander sehr nahe und haben sie unterschiedliche Massen, dann wird zuerst einmal natürlich auch hier der massereichere Stern sein Leben zuerst beenden. Er wird sich aufblähen und immer größer werden. Irgendwann wird er dabei vielleicht so groß und kommt dem anderen Stern so nahe, dass ein Materialtransfer stattfindet. Das heißt, der kleinere Stern, der sich noch auf der Hauptreihe befindet, zieht Material vom großen, sterbenden Stern an. Jetzt hat er eine einmalige Chance, seinen angestammten Platz auf der Hauptreihe zu verlassen, ohne gleich zum roten Riesenast wandern zu müssen. Das neue Material macht ihn schwerer, er leuchtet heißer und heller und rückt ein Stück die Hauptreihe hinauf, dorthin, wo die blauen Nachzügler sich befinden. Man hat aber auch blaue Nachzügler gefunden, die definitiv nie Teil eines Doppelsternsystems waren. Sie müssen einen anderen Weg gefunden haben, ihr Leben zu verlängern. Der war aber etwas brutaler. Sie sind sind entstanden, als zwei kleinere Sterne miteinander kollidiert und verschmolzen sind. Der neue Stern hat eine größere Masse, leuchtet hell und kann ein neues Leben hoch oben auf der Hauptreihe bei den blauen Nachzüglern beginnen, dort wo in dem Sternhaufen eigentlich gar keine Sterne mehr sein sollten. Das erklärt auch, wieso man diese Sterne nur in Sternhaufen oä findet. Nur dort sind die Abstände so gering, dass überhaupt eine realistische Chance auf eine Kollision besteht. Und dort können durch die nahen Begegnungen zwischen Sternen auch Doppelsternsysteme "schrumpfen", so dass ein Massetransfer wahrscheinlicher wird. 2006 haben Forscherinnen und Forscher untersucht, welcher Mechanismus dominiert. Sie haben sich vier Kugelsternhaufen angesehen und festgestellt, das beide Arten der Entstehung von blauen Nachzüglern ungefähr gleich wichtig sind, mit einem kleinen Überhang an blauen Nachzüglern die durch Kollisionen entstehen. Unsere Sonne wird so eine Verjüngskur allerdings nicht bekommen. Weder sind wir Teil eines Doppelsternsystems, noch besteht die Chance auf eine Kolliosn mit einem anderen Stern, da wir uns nicht in einem Sternhaufen befinden. Für sie ist in ein paar Milliarden Jahren Schluss; sie wird zum roten Riesenast wandern, genau so wie es die Physik vorgesehen hat.

Es wird knapp! Wird es knapp? Sternengeschichten Folge 431: Begegnungen zwischen der Sonne und anderen Sternen In unserer Milchstraße gibt es 100 Milliarden Sterne. Oder 200 Milliarden. Oder vielleicht sogar noch ein bisschen mehr; es ist schwer, das so genau zu sagen. Aber auf jeden Fall sind es sehr, sehr viele Sterne. Da könnte man auf die Idee kommen sich zu fragen, ob das nicht vielleicht auch ein bisschen gefährlich ist? Denn die ganzen Sterne bewegen sich ja alle. Besteht da nicht die Gefahr, dass es zu Kollisionen kommt? Kann es nicht sein, dass irgendwann mal ein anderer Stern sogar mit der Sonne zusammenstößt? Oder ihr und damit auch der Erde so nahe kommt, dass es gefährlich für uns wird? Wenn wir nicht mal genau wissen, wie viele Sterne es in der Milchstraße gibt, wie können wir dann sicherstellen, dass da nicht einer doch mal plötzlich auftaucht und die Erde zerstört? Ich könnte jetzt natürlich die Spannung künstlich hoch halten. Und erst am Schluss der Folge aufklären, wie es wirklich ist. Aber wir sind hier ja nicht bei den Boulevardmedien; es geht um Wissenschaft und die Geschichte die ich erzählen möchte, ist spannend genug. Da muss ich nicht extra noch Panik schüren und so tun, als wüsste man nicht, was Sache ist. Und diese Sache ist folgende: Unsere Milchstraße ist nicht nur voller Sterne, sie ist noch viel voller mit Nichts. Zwischen den Sternen ist enorm viel Platz. Sehr viel mehr Platz als man sich vorstellen kann. In erster Näherung ist die Milchstraße komplett leer, die Sterne sind zwar zahlreich, fallen aber dennoch nichts in Gewicht. Ein Beispiel: Unsere Sonne hat einen Durchmesser von 1,4 Millionen Kilometern. Der uns nächstgelegene Stern ist Proxima Centauri, in 4,2 Lichtjahren Entfernung. Das sind knapp 40 Billionen Kilometer. Oder anders gesagt: 28 Millionen Sonnendurchmesser. Oder nochmal anders gesagt: Wenn die Sonne einen Durchmesser von nur einem Meter hätte, dann wäre Proxima Centauri in diesem Maßstab 28.800 km weit weg. So eine Entfernung kriegt man auf der Erde nicht mal vernünftig dargestellt; vom Nordpol bis zum Südpol sind es in gerader Linie nur 20.000 Kilometer, man müsste die Erde schon am Äqutor zu fast zwei Dritteln umrunden, um auf diese Distanz zu kommen. Im Vergleich zu den Abständen zwischen ihnen sind Sterne also winzig. Und auch wenn sie sich bewegen, hat das keinen großen Einfluss. Die Sonne etwa kreist mit einer Geschwindigkeit von 220 Kilometern pro Sekunde um das Zentrum der Milchstraße. Würde sie sich mit der gleichen Geschwindigkeit direkt auf Proxima Centauri zubewegen, und würde Proxima die ganze Zeit über genau dort bleiben, wo er jetzt ist - dann würde es immer noch 5723 Jahre dauern, bis die beiden zusammenstoßen. Man könnte berechnen wie wahrscheinlich es ist, dass zwei Sterne der Milchstraße miteinander kollidieren. Man hat es auch berechnet. Die Wahrscheinlichkeit ist so enorm gering, dass es sich kaum lohnt sie anzugeben. Man müsste länger warten als das gesamte Universum alt ist, um auch nur annähernd eine Chance zu haben, so eine Kollision zu beobachten. Nur dort, wo Sterne aus bestimmten Gründen deutlich näher beieinander stehen als üblicherweise, kann es Zusammenstöße geben. Zum Beispiel im zentralen Bereich der Milchstraße. Oder in Sternhaufen. Aber für die allermeisten Sterne im Universum besteht absolut keine Gefahr einer Kollision. Trotzdem ist es interessant sich anzusehen, wie sich die Abstände im Laufe der Zeit verändern. Ich habe die ganze Zeit Proxima Centauri als Beispiel verwendet. Dieser Stern, den ich Folge 114 ja schon ausführlich vorgestellt habe, ist derzeit unser nächster Sternnachbar in der Milchstraße. Aber das war nicht immer so und wird nicht immer so bleiben. Aktuell bewegen sich Proxima Centauri und die Sonne noch aufeinander zu. Der Abstand zwischen uns schrumpft und in circa 28.000 Jahren werden sie ihre größte Annäherung erreichen. Das sind dann aber immer noch 3,1 Lichtjahre entfernt, also absolut kein Grund zur Sorge. Danach wächst der Abstand wieder und in knapp 33.000 Jahren wird Proxima Centauri als sonnennächster Stern abgelöst. Und zwar von Ross 248: Dieser kleine Stern befindet sich derzeit noch 10,3 Lichtjahre von uns entfernt. Die Distanz verringert sich aber und in 38.000 Jahren wird sie ihren geringsten Wert erreicht haben. Knapp über 3 Lichtjahre wird Ross 248 dann von der Sonne entfernt sein. Da er sich aber auch recht schnell bewegt, ist er bald an uns vorbei geflogen. Knapp 9000 Jahre später, also von heute an in circa 47.000 Jahren wird der Stern mit der Bezeichnung Gliese 445 den Titel als sonnennächster Stern tragen können. Jetzt ist er noch 17 Lichtjahre von uns entfernt, dann wird er nur noch 3,4 Lichtjahre entfernt sein Dieser rote Zwergstern ist auch insofern interessant, weil er nicht nur eine Zukunft als unser nächster Nachbar vor sich hat. Auch die 1977 von der Erde ins All gestartete Raumsonde Voyager 1 fliegt in seine Richtung. In knapp 40.000 Lichtjahren wird sie ihn in einer Entfernung von 1.6 Lichtjahren passieren. Dann wird man hier auf der Erde allerdings keine Daten mehr empfangen können; es würde auch nicht allzu viel zu beobachten geben - mehr als anderthalb Lichtjahre sind ein wirklich großer Abstand. In knapp 50.000 Jahren wird sich auch Gliese 445 wieder von der Erde entfernen und nun wird Alpha Centauri die Rolle als sonnennächster Stern übernehmen. Alpha Centauri ist ja eigentlich ein Doppelstern und wenn man es ganz genau nimmt - was man natürlich tun sollte - dann ist es ein Dreifachsternsystem, weil außen um die beiden herum auch noch Proxima Centauri kreist. In 50.000 Jahren wird die Konstellation dann gerade so sein, dass Alpha Centauri uns am nächsten ist; die Distanz wächst aber. In ungefähr 55.000 Jahren wird Alpha Centauri so weit entfernt sein, wie jetzt Proxima Centauri. Die weitere Zukunft unserer Nachbarschaft ist ein wenig komplizierter. Um so weit in die Zukunft schauen zu können, müssen wir die Position und die Bewegungsgeschwindigkeit von sehr vielen Sternen sehr genau messen und das ist knifflig. Aber alle Sterne die uns in absehbarer Zeit nahe kommen, kommen uns nicht näher als 2 bis 4 Lichtjahre. Mit einer Ausnahme: Gliese 710. Er trägt - so wie viele andere Sterne - übrigens deswegen die Bezeichnung "Gliese" im Namen, weil der deutsche Astronom Wilhelm Gliese in den 1960er Jahren einen Katalog mit Sternen in der Nähe der Sonne erstellt hat. Gliese 710 ist - wenig überraschend - der 710. Stern der dort eingetragen wurde und schon Gliese stellte damals fest, dass er sich in ferner Zukunft vermutlich der Sonne annähern wird. Mittlerweile kann man mit genaueren Daten diese Begegnung ein wenig besser vorhersagen: In ungefähr 1,3 Millionen Jahren wird uns der Stern bis auf circa 0,16 Lichtjahre nahekommen. Das sind ungefähr 10.000 Astronomische Einheiten, also das 10.000fache des Abstands zwischen Erde und Sonne. Das klingt, verglichen mit den bisher erwähnten Distanzen, doch ein wenig bedenklich. Ist es aber nicht. 10.000 Astronomische Einheiten sind immer noch sehr, sehr viel Platz. Da passen immer noch mehr als eine Million Sonnen dazwischen! Trotzdem ist der Vorbeiflug von Gliese 710 etwas besonders. Der Stern hat ungefähr 60 Prozent der Sonnenmasse; also vergleichsweise viel. In Kombination mit der ebenfalls vergleichsweise geringen Distanz kann er durchaus das Sonnensystem beeinflussen. Er wird natürlich nicht die Erde aus ihrer Bahn werfen; auch die restlichen Planeten werden von dem Besuch nichts spüren. Aber die sonnenfernen Kometen in der Oortschen Wolke vielleicht schon. Ich hab ja schon in Folge 321 von der Oortschen Wolke erzählt, dem alleräußersten Bereich des Sonnensystem, wo sich jede Menge Kometen befinden. Die bleiben normalerweise auch dort. Aber wenn irgendwelche Störungen auftreten, zum Beispiel die Gravitationskraft eines nahen Sterns, dann können ein paar von ihnen ihre Umlaufbahnen ändern und eventuell auch ins innere Sonnensystem gelangen und dort, wieder eventuell, mit einem der Planeten kollidieren. Das heißt nicht, dass Gliese 710 in 1,3 Millionen Jahren den Weltuntergang verursachen wird! Sondern nur, dass dann die Wahrscheinlichkeit von Asteroiden/Kometeneinschlägen ein klein wenig größer sein könnte als sie es jetzt ist. Schauen wir aber noch einmal kurz in die Vergangenheit. Denn auch da sind uns immer wieder mal Sterne nahe gekommen. Zum Beispiel Scholz' Stern. Das ist natürlich nicht sein offizieller Name; aber immer noch besser als seine Katalognummer WISE J072003.20−084651.2. Der rote Zwergstern der weniger als ein Zehntel der Sonnenmasse hat, ist der Astronomie lange Zeit nicht aufgefallen. Das hat sich erst geändert, als Ralf-Dieter Scholz vom Leibniz-Institut für Astrophysik in Potsdam bemerkt hat, dass dieser Stern so gut wie keine seitliche Bewegung zeigt. Was eigentlich nur heißen kann, dass er sich ziemlich direkt auf uns zu bzw. von uns weg bewegt. Was der Fall ist; der Stern entfernt sich von der Sonne. Das aber bedeutet, dass er früher näher gewesen sein muss. Und als Scholz das alles genau berechnet hatte, kam er zu dem Ergebnis, dass der Stern vor circa 70.000 Jahren einen Abstand von nur 52.000 Astronomischen Einheiten gehabt haben muss. Ob das damals jemandem aufgefallen ist, ist zweifelhaft. Vor 70.000 Jahren gab es zwar schon Menschen, aber in der Steinzeit natürlich keine astronomischen Instrumente. Und der kleine rote Zwergstern hat auch bei seiner größten Annäherung viel zu schwach geleuchtet, um mit freiem Auge sichtbar gewesen zu sein. Aber rote Zwerge neigen zu Helligkeitsausbrüchen; sie sind viel aktiver als größere Sterne wie unsere Sonne. Wenn so etwas zufällig gerade dann passiert, als er der Sonne am nächsten war, hätte er für ein paar Minuten oder Stunden mit freiem Auge an unserem Himmel sichtbar gewesen sein können. Und wer weiß: Vielleicht hat damals ja doch jemand gerade im richtigen Moment zum Himmel geschaut und sich gewundert, was dieses neue Licht dort wohl bedeuten mag…

Alles muss raus! Sternengeschichten Folge 430: Weiße Löcher Über schwarze Löcher habe ich in den Sternengeschichten schon viel erzählt. Und wenn man sich mit dem Thema beschäftigt, dann taucht früher oder später irgendwann der Begriff "Weißes Loch" auf. Was also ist ein weißes Loch? Die einfache Antwort: Ein weißes Loch ist wie ein schwarzes Loch, nur umgekehrt. Vielen Dank fürs zuhören, das wars für heute. Nein, natürlich ist die simple Erklärung nicht genug. Sie ist zwar nicht komplett falsch, aber sie ist auch wenig hilfreich. Das Problem mit einer längeren Erklärung ist allerdings das Problem, das immer auftaucht wenn man über Kosmologie, schwarze Löcher und ähnliche Themen spricht. Da geht es um Phänomene, die absolut nichts mit unserem alltäglichen Leben zu tun haben. Es geht um Phänomene, die sich weit abseits von dem abspielen, was unser Gehirn im Laufe der Evolution zu verstehen gelernt hat. Will man sich zum Beispiel das Universum als ganzes vorstellen, dann muss man sich ein vierdimensionales Objekt vorstellen. Das können wir schlicht und einfach nicht. Wir müssen uns einen dreidimensionalen gekrümmten Raum vorstellen, was zwar theoretisch geht, aber nicht einfach ist, weswegen wir uns dann halt meistens damit begnügen, uns das übliche Gummituch mit einer Bowlingkugel drin vorzustellen. Was sehr viel einfacher ist, aber eben nur ein zweidimensionales Objekt, das sich in einem dreidimensionalen Raum krümmt. So funktioniert die echte Raumkrümmung im Universum nicht; es befindet sich auch nicht in einem höherdimensionalen Raum, in den hinein es sich krümmt oder in den hinein es sich ausdehnt. Aber das können wir uns halt nicht vorstellen. Es soll aber in dieser Folge nicht darüber gehen, was wir uns über das expandierende Universum nicht vorstellen können, sondern über das, was wir uns über schwarze und weiße Löcher nicht vorstellen können. Und das ist fast alles. Solche extremen Objekte können wir zwar durchaus wissenschaftlichen erforschen. Aber die Art und Weise wie wir sinnvoll darüber nachdenken, benötigt Mathematik. Wir können ein schwarzes Loch mathematisch beschreiben, wir können die Mathematik durch die es beschrieben wird erforschen und so zu neuen Erkenntnissen kommen. Aber es ist eben abstrakte Mathematik, die genau deswegen abstrakt ist, weil sie nicht intuitiv vorstellbar ist. Ich erkläre das alles deswegen so genau, weil das bei den weißen Löcher genau so ist; vielleicht sogar noch ein wenig schlimmer. Alles was ich im folgenden erkläre, ist genau genommen der Versuch etwas zu veranschaulichen, was sich nicht veranschaulichen lässt. Da ich in diesem Podcast aber nicht nur mathematische Gleichungen aufsagen möchte, probiere ich es trotzdem. Fangen wir noch mal mit den schwarzen Löcher an. Im Detail habe ich in den Folge 40 und 41 darüber gesprochen; in Folge 238 bin ich noch mehr ins Detail gegangen. Das wichtigste Konzept das man hier verstehen muss, ist der Ereignishorizont. Wenn irgendwo im Universum Masse rumliegt, übt sie eine Gravitationskraft aus. Wie stark diese Kraft ist, hängt einerseits von der Menge an Masse ab. Und andererseits davon, wie nahe man dieser Masse kommt. Man kann normaler Masse aber nicht beliebig nahe kommen. Wir Menschen sind zum Beispiel der gesamten Masse der Erde schon so nahe, wie es nur geht. Wir laufen direkt auf ihrer Oberfläche rum, noch näher geht es nicht. Die Anziehungskraft die wir von der Erde spüren ist schon die für uns maximal spürbare. Sie könnte aber größer sein. Denn auch wenn der Boden unter unseren Füßen direkt unter uns ist, ist sehr viel mehr Masse der Erde weiter weg. Immerhin reicht der Boden ja 6371 Kilometer bis zum Erdmittelpunkt und dann nochmal die gleiche Distanz bis zur anderen Seite der Erde. Die Masse dort ist also über 12.000 Kilometer von uns entfernt und dementsprechend schwächer ist ihre Anziehungskraft. Könnten wir die Erde auf eine Kugel mit 10 Meter Durchmesser zusammendrücken, dann wäre wir auf der Oberfläche dieser Kugel der Masse sehr viel näher. Die andere Seite wäre ja jetzt nur 10 Meter weit weg. Wir würden die Anziehungskraft der Erdmasse sehr viel stärker spüren! Und es würde uns sehr viel schwerer fallen, die Erde zu verlassen. Was ja jetzt schon nicht leicht ist; wir müssen die sogenannte Fluchtgeschwindigkeit von 11,2 Kilometer pro Sekunde erreichen, wenn wir die Erde dauerhaft verlassen wollen und das geht nur mit Raketen. Auf der geschrumpften Erde müssten wir noch deutlich schneller werden, wenn wir der viel stärkeren Anziehungskraft entkommen wollen. Würden wir die Masse der Erde auf einen Durchmesser von weniger als einem Zentimter zusammendrücken, dann würde etwas seltsames passieren. Dann wäre die nötige Fluchtgeschwindigkeit um von dieser kleinen, aber sehr massereichen Kugel zu entkommen, größer als die Lichtgeschwindigkeit. Was so viel heißt wie: Wir wären nicht in der Lage, zu entkommen. Denn nichts kann sich schneller als das Licht bewegen. Wir wären auf ewig auf dieser Kugel gefangen. Genau das ist der Ereignishorizont: Der Abstand von einer Masse, bei dem die Fluchtgeschwindigkeit größer als die Lichtgeschwindigkeit wird. Damit ist klar, dass man einen Ereignishorizont nur bekommt, wenn man ausreichend viel Masse ausreichend stark komprimiert. Das ist bei den meisten Objekten im Universum nicht so. Ein Stern wie unsere Sonne müsste beispielsweise auf weniger als 6 Kilometer Durchmesser gequetscht werden, um einen Ereignishorizont zu kriegen. Solche Kräfte existieren normalerweise nicht. Bei sehr großen Sternen kann es aber trotzdem passieren. Wenn die am Ende ihres Lebens keine Kernfusion mehr betreiben können, dann fällt das ganze Ding unter seinem eigenen Gewicht in sich zusammen. Der nach außen gerichtete Druck der Strahlung fällt weg und alles wird immer stärker komprimiert. Ist die Masse des Sterns groß genug, wird die Masse so stark zusammengedrückt, dass ein Ereignishorizont entsteht. Dann kriegen wir ein echtes schwarzes Loch; wie zum Beispiel im Fall von Cygnus X-1, den ich in Folge 406 genauer erklärt haben. Wir wissen, dass schwarze Löcher beim Tod sehr großer Sterne entstehen können. Oder besser gesagt: Wir wissen, dass große Sterne nach ihrem Tod so weit in sich zusammenfallen können, dass sich ein Ereignishorizont um sie herum bildet. Was hinter dem Ereignishorizont ist, wissen wir nicht. Unsere Theorien sagen vorher, dass die gesamte Masse sich in einem einzigen Punkt vereint, einer sogenannten Singularität. Aber das ist nur ein Zeichen dafür, dass die Theorien in diesen Extremfällen nicht mehr funktionieren. Im realen Universum kann es keine "Punkte" geben. Irgendeinen Zustand wird die Masse des Sterns hinter dem Ereignishorizont schon einnehmen - aber wir haben keine Ahnung, wie der aussieht. Ich habe jetzt schon ziemlich viel erzählt, ohne etwas über die weißen Löcher zu sagen. Aber wir müssen erst mal ein paar Dinge über schwarze Löcher klären, bevor wir damit anfangen können. Schwarze Löcher sind zwar reale astronomische Objekte. Aber wir haben sie eben noch nicht wirklich gut verstanden. Die Theorie, mit der wir sie derzeit verstehen wollen, ist Albert Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie. Die funktioniert wirklich sehr gut, aber nur dann, wenn die Größe der Objekte nicht zu klein werden. Wenn wir es mit etwas zu tun haben, das so schwer wie ein ganzer Stern ist, aber so weit komprimiert wurde, dass es nur noch so groß wie ein winziges Teilchen ist, dann weiß die Relativitätstheorie nicht mehr, was zu tun. Da bräuchte man dann eigentlich noch die auf die Beschreibung kleinster Teilchen spezialisierte Quantenmechanik. Aber die kann dafür nicht mit Gravitationskräften umgehen. Aber wenn wir jetzt einfach mal dem folgen, was uns die Relativitätstheorie sagt, dann sagt uns deren Mathematik, dass beim Kollaps einer Masse irgendwann eine Singularität entsteht die von einem Ereignishorizont umgeben ist. Die mathematischen Gleichungen sind aber zeitsymmetrisch. Was so viel heißt wie: Wenn ich in den Formeln einfach das Vorzeichen der Variable für die Zeit ändere, dann kriege ich eine Lösung, die rein mathematisch genau so gültig ist wie die andere. Oder anders gesagt: Wenn eine meiner Lösungen ein schwarzes Loch beschreibt, dann habe ich immer auch eine zweite Lösung, die ein weißes Loch beschreibt. Man kann sich ein weißes Loch also als die zeitliche Umkehr eines schwarzen Lochs vorstellen. Was man aber nicht tun sollte, weil dann alles nur noch verwirrender wird. Bleiben wir erst mal bei dem, was noch einigermaßen einfach zu verstehen ist. Ein weißes Loch wird, so wie ein schwarzes Loch, durch einen Ereignishorizont ausgezeichnet. Wenn man sich dem Ereignishorizont eines schwarzen Lochs nähert, dann wird die Anziehungskraft immer stärker und irgendwann komme ich nicht mehr weg. Kommt man aber dem Ereignishorizont eines weißen Loches näher, dann wird es irgendwann immer schwerer, noch näher zu kommen. Und man wird feststellen, dass man sich schneller als das Licht bewegen müsste, um ihn zu überschreiten. Aus einem schwarzen Loch kommt nichts raus, das einmal drin ist. Und in ein weißes Loch kann nichts eindringen; von dort kommt nur raus, was schon drin war. So wie ich das beschrieben habe, kann man sich ein weißes Loch fast wie ein reales Objekt vorstellen. So wie wir uns halt das dunkle Nichts des schwarzen Lochs vorstellen können, stellen wir uns hier eben ein strahlend weißes Irgendwas vor. Und tatsächlich würde ein weißes Loch auch genau so aussehen. Da nichts rein kommt sondern nur Zeug bzw. Strahlung raus, würde es hell leuchten. Diese Vorstellung ist aber falsch, weil wir den Weg der reinen Mathematik verlassen haben. Das was ich vorhin mit der Zeitsymmetrie der Gleichungen gesagt habe, gilt in einem Universum, in dem gar kein Stern vorhanden ist, aus dem sich ein schwarzes (oder weißes) Loch bilden könnte. Was seltsam klingt, aber funktioniert. Die Mathematik muss nicht wissen, wie ein schwarzes Loch entsteht. Wenn da einmal eine Singularität ist, dann steckt sie in den Gleichungen; dann braucht es auch keinen realen Prozess, der so etwas erzeugt. Sich auszudenken, wie das rein mathematisch beschriebene Objekt im echten Universum entstehen kann, ist Sache der Astronomie, nicht der Mathematik. Und die mathematischen Formeln sind viel einfacher, wenn keine störende Masse rumliegt. Man kann also mathematisch ein Universum beschreiben, das Ereignishorizonte enthält. Sowohl welche von schwarzen, als auch welche von weißen Löchern. Würde man in diese mathematische Beschreibung nun aber auch noch sowas wie Sterne inkludieren, dann würden die weißen Löcher verschwinden. Sie wären dann keine vernünftigen Lösungen der Gleichung mehr. Und das muss nicht mal ein Stern sein; irgendeine Masse würde reichen, selbst wenn es nur ein einziges Atom ist. Sich vorzustellen warum das so ist ohne die Mathematik genau zu betrachten ist unmöglich. Aber daraus folgt: Wir würden nur dann weiße Löcher im Universum haben, wenn das Universum schon direkt von Anfang an weiße Löcher gehabt hätte. Es gibt allerdings keinen Grund, warum das so sein hätte sollen. Und dann ist ja im realen Universum jede Menge Masse entstanden. Wenn da weiße Löcher gewesen wären, wären sie schon längst wieder weg. Oder anders gesagt: Auch wenn weiße Löcher rein mathematisch mit den Gleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie beschreibar sind, heißt das nicht, dass sie auch tatsächlich existieren müssen. Es gibt keinen bekannten Mechanismus, mit dem sie entstehen könnten und es gibt auch weder einen Grund noch irgendwelche Anzeichen dafür, dass ein uns noch unbekannter Mechanismus existiert. Wir verwenden die Mathematik, weil sie eben auch jede Menge vernünftige Lösungen produziert mit denen wir reale Beobachtungen beschreiben können, wie eben die schwarzen Löcher, die tatsächlich im All existieren. Aber wir wissen auch, dass die Mathematik die wir verwenden, nicht die absolut richtige Mathematik ist. Es ist eine sehr gute Annäherung an die richtige Mathematik, sonst würden sich damit nicht so viele Beobachtungen so genau beschreiben lassen. Aber weil wir eben wissen, dass wir für eine vollständige Beschreibung eine Kombination aus Relativitätstheorie und Quantenmechanik brauchen, und wir diese Kombination nicht haben, folgt daraus, das unsere Mathematik unvollständig ist. Es ist also nicht überraschend, dass wir nicht mit allen Lösungen die sie produziert etwas anfangen können. Nach allem was wir derzeit wissen, sind weiße Löcher nur eine mathematische Kuriosität. Wir haben weder irgendwo im All Beobachtungen gemacht, die nur durch die Existenz weißer Löcher erklärbar wären, noch auch nur annähernd irgendeinen Mechanismus ausmachen können, der zur Bildung von weißen Löchern führt. Früher dachte man mal, dass Quasare vielleicht weiße Löcher wären. Ich habe ja schon in Folge 52 ausführlich über die Dinger gesprochen. Die leuchten tatsächlich absurd hell und als man sie in den 1960er Jahren entdeckt, hatte man keine Ahnung worum es sich da handelt. Aber mittlerweile wissen wir sehr gut, dass es sich um die Zentren von fernen Galaxien handelt, in denen ein SCHWARZES Loch sitzt und mit seiner Gravitationskraft die Materie dort so schnell beschleunigt, dass sie zu leuchten beginnt. Und im Gegensatz zu den weißen Löchern gibt es bei dens chwarzen Löcher nicht nur Mechanismen wie den Kollaps eines Sterns der einen Ereignishorizont produziert, sondern wir haben auch immer wieder Beobachtungen gemacht die nur durch das Vorhandensein von viel Masse auf sehr kleinem Raum erklärt werden konnten. Schwarze Löcher sind faszinierend. Weiße Löcher mit Sicherheit auch. Aber im Gegensatz zu den schwarzen Löchern sind die weißen Löcher nicht real. Die Forschung beschäftigt sich weiter damit, weil es eine gute Möglichkeit ist, die Mathematik die dem ganzen zugrunde liegt besser zu verstehen. Und die weißen Löcher werden sicherlich auch weiterhin die Fantasie der Menschen anregen. Ebenso wie Wurmlöcher, die übrigens eng mit den weißen Löchern verwandt sind (und aus den gleichen Gründen wie die weißen Löcher mit ziemlicher Sicherheit nicht real sind, aber das wäre ein Thema für eine andere Folge). Irgendwann kriegen wir vielleicht eine bessere Mathematik um das Universum zu beschreiben. Es ist höchst wahrscheinlich, dass die weißen Löcher dann einfach aus unseren Theorien verschwinden. Vielleicht lernen wir aber auch etwas völlig neues, von dem wir jetzt noch nicht einmal wissen, das wir es lernen können. Genau deswegen treiben wir ja die Wissenschaft!

Mars attacks (Raumsonden) Sternengeschichten Folge 429: Missionen zum Mars Der Mars ist ein ganz besonderer Planet. Ok, jeder Planet ist besonders. Aber zumindest für uns Menschen spielt der Mars eine außergewöhnliche Rolle. Schon bevor wir so richtig verstanden haben, was dort passiert, waren wir überzeugt, dass dort nicht nur Leben möglich ist, sondern dass dort auch tatsächlich jemand lebt. Ich hab in Folge 404 ja schon von den Kanälen des Mars erzählt, also von den Strukturen, die man dort im 19. Jahrhundert beobachtet hatte und für Anzeichen intelligenten Lebens hielt. Dass sich diese Kanäle später als nicht existent herausgestellt haben, war zwar schade. Hat aber nichts an unserer Faszination mit dem Planeten geändert. Die "Marsmenschen" sind ein fixer Bestandteil der Science-Fiction geworden. Und aus wissenschaftlicher Sicht haben wir - abgesehen von der Erde - keinen Planeten so intensiv erforscht wie den Mars. Was auch nicht überraschend ist: Wenn wir nicht einfach nur vorbei fliegen, sondern auch landen wollen, dann kommen in unserem Sonnensystem von den Planeten nur Merkur, Venus und Mars in Frage. Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun haben ja keine feste Oberfläche auf der man landen könnte. Der Merkur ist der Sonne sehr nahe und es braucht sehr viel Energie, dorthin zu fliegen oder gar zu landen. Die Venus ist näher; sie ist tatsächlich von allen Planeten derjenige, der der Erde am nächsten kommen kann. Aber die Bedingungen sind extrem; die Temperaturen an der Oberfläche liegen weit über 400 Grad Celsius, die Atmosphäre ist enorm dicht und es herrscht ein gewaltiger Druck. Wir können dort zwar Raumsonden landen und haben das auch schon gemacht. Aber sie halten dort nur für kurze Zeit durch. Bleibt noch der Mars: Auch der ist vergleichsweise nahe. Und zwar ebenso lebensfeindlich wie die Venus, aber da er so gut wie keine Atmosphäre hat und weiter von der Sonne entfernt ist, ist der Druck dort viel geringer und die Temperaturen sind zwar kalt, aber nicht so extrem, als dass sie technisches Gerät von der Erde sofort zerstören würden. Die Bedingungen sind ein klein wenig so wie in der Antarktis. Nur halt noch ein bisschen lebensfeindlicher. Außerdem kommen sich Erde und Mars alle knapp 26 Monate nahe. Wenn die beiden Planeten mit der Sonne in einer Linie stehen und noch dazu auf der gleichen Seite der Sonne, dann nennt man das "Opposition". Das ist auch der ideale Zeitpunkt, um eine Raumsonde von der Erde in Richtung Mars zu schicken. Die Reise dauert dann nur circa sechs bis zehn Monate und kann deutlich billiger absolviert werden, als wenn man einfach irgendwann zum Mars aufbrechen würde. Und weil der Mars ständig so faszinierend vom Himmel leuchtet, hat man auch ziemlich früh probiert, ihn nicht nur von der Erde aus zu beobachten sondern näher ran zu kommen. 1957 flog mit Sputnik 1 der erste künstliche Satellit um die Erde. Und drei Jahre später schickte die Sowjetunion mit "Marsnik 1" den ersten Satelliten zum Mars. Recht weit ist er nicht gekommen; die Rakete war fehlerhaft und Marsnik hat nicht einmal die Erdumlaufbahn erreicht. Das gleiche ist Marsnik 2 passiert. Damit war das optimale Startfenster von 1960 erstmal zu und es ging 1962 weiter. Da hat Sputnik 22 ebenfalls nicht die Erdumlaufbahn erreicht. Mars 1 hatte ein bisschen mehr Glück. Der kam immerhin knapp 100 Millionen Kilometer weit, dann ging der Kontakt verloren. Der Tank mit dem Treibstoff für die Lageregelung des Satelliten war fehlerhaft und er ließ sich nicht mehr stabilisieren und steuern. Mit Sputnik 24 musste die Sowjetunion 1962 noch einen dritten und insgesamt den fünften Fehlschlag in ihre Akten eintragen; wieder einmal versagte die Rakete. 1964 griff dann auch die amerikanische NASA ins Rennen auf dem Weg zum Mars ein. Mariner 3 war ihre erste Mars-Sonde und die machte es den Sowjets nach und schaffte es nicht über die Erdumlaufbahn hinaus. Aber am 15. Juli 1965 konnte der erste Erfolg der Marserkundung verbucht werden: Mariner 4 flog, ganz nach Plan, in knapp 10.000 Kilometer am Mars vorbei und konnte die ersten Nahaufnahmen des Planeten liefern. Noch näher kam die sowjetische Mission Zond 2, sie war im August 1965 nur 1500 Kilometer vom Mars entfernt. Der Kontakt zum Satelliten brauch aber schon ein paar Monate zuvor ab. Die Sowjetunion sammelte weitere Fehlschläge: Mars 1969A und Mars 1969B, die - wie der Name andeutet - beide 1969 gestartet wurden, erreichten wieder einmal wegen einer Fehlfunktion der Rakete die Erdumlaufbahn nicht. Währendessen war die NASA deutlich erfolgreicher. Mariner 6 und Mariner 7 flogen beide planmäßig am Mars vorbei, in 3400 Kilometer Entfernung und machten weitere Bilder. Am 9. Mai 1971 versagte die amerikanische Rakete die Mariner 8 zum Mars bringen sollte; einen Tag später erlitt die sowjetische Kosmos 419- Sonde das gleiche Schicksal. Dann durfte man sich aber auch in Moskau freuen. Ein bisschen zumindest: Mars 2 und Mars 3 wurden Ende Mai 1971 gestartet. Beide Sonden bestanden aus einem Orbiter, der den Mars umkreisen sollte und einer Landeeinheit die auf dem Marsboden aufsetzen sollte. Der Flug von der Erde zum Mars gelang den Sowjets das erste Mal ohne Probleme. Dann fingen die Schwierigkeiten allerdings an. Die Systeme zur Kursberechnung waren fehlerhaft und beide Orbiter umkreisten zwar den Mars, aber nicht so, wie es vorgesehen war. Der Lander von Mars 2 wurde deswegen auch falsch in Richtung Marsoberfläche geschickt und wurde zerstört. Der Lander von Mars 3 erreichte tatsächlich den Boden des Planeten! Aber nur ein paar Sekunden danach brach der Kontakt ab. Der Preis für den ersten Satelliten, der eine Umlaufbahn um den Mars erreicht, ging aber trotzdem an die USA. Mariner 9 von der NASA startet zwar knapp nach Mars 2 und 3, erreichte den Mars aber ein paar Tage früher und begann am 14. November den Mars zu umkreisen. Das erste Mal wurde die gesamte Oberfläche kartografiert. 1973 ging es weiter: Mars 4 der Sowjets sollte den Mars umkreisen, flog aber vorbei. Mars 5 erreichte die Umlaufbahn, hielt aber nicht so lange durch wie geplant. Mars 6 sollte landen, schaffte es aber nicht und Mars 7 flog am Mars vorbei statt zu landen. Die USA hielten sich 1973 aus der Marserforschung raus; schafften in der kommenden Mars-Saison aber das, was alle bis dahin vergeblich versucht hatten. Am 20. Juli 1976 landete Viking 1 planmäßig auf der Oberfläche des Mars; am 4. September 1976 folgte Viking 2. Das erste Mal hatten zwar nicht Menschen aber zumindest menschengemachte Objekte einen anderen Planeten besucht! Das erste Mal haben wir Bilder bekommen, die die Oberfläche dieser fremden Welt im Detail zeigen! Das erste Mal konnten wissenschaftliche Experimente auf dem Mars durchgeführt werden. Und die waren besonders faszinierend: Man wollte endlich wissen, ob auf dem Mars Leben existiert oder nicht. Dass da keine Marsmenschen rumlaufen war mittlerweile klar. Aber es war durchaus möglich, dass im Marsboden irgendwelche Mikroorganismen leben. Das sollten die Instrumente der Viking-Sonden herausfinden. Die Ergebnisse waren aber leider nicht eindeutig. Sie zeigten zwar Hinweise auf Aktivitäten die von Bakterien oder ähnlichen Lebewesen verursacht werden könnte. Es hätte aber auch genau so gut eine normale chemische Reaktion der Stoffe im Marsboden sein können. Und vermutlich waren die Instrumente auch mit organischen Molekülen von der Erde verunreinigt. Bis heute wird darüber diskutiert, ob die Viking-Sonden Leben entdeckt haben oder nicht; die Mehrheit der Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler ist aber der Meinung, dass das nicht der Fall war. Die nächste Flüge zum Mars fanden erst Ende der 1980er Jahre statt. Die Sowjetunion hatte sich ein neues Ziel gesetzt: Die Landung auf dem Marsmond Phobos. Die beiden Sonden Fobos 1 und Fobos 2 scheiterten aber. Ebenso wie der 1992 gestartete Mars Observer der NASA. Höchst erfolgreich war dagegen der 1996 ins All geschickte Mars Global Surveyor. 10 Jahre lang umkreiste er den Mars und machte dabei fast eine Viertelmillion hochaufgelöste Bilder der Oberfläche. Mit Mars 96 hatte Russland wieder einmal Pech und eine Sonde, die es nicht einmal bis in die Erdumlaufbahn schaffte. Dafür nutzen die USA die Mars-Saison 1996 um mit Mars Pathfinder den ersten Rover auf die Oberfläche zu bringen: Sojourner war zwar nur 65 Zentimeter groß, fuhr aber immerhin drei Monate lang über die Oberfläche des Mars. Dabei kam er zwar nur knapp 100 Meter weit - aber es war ein Anfang! Die Mars-Saison 1998/1999 war von Fehlschlägen geprägt. Das erste Mal versuchte ein drittes Land, den Mars zu erreichen. Die Nozomi-Sonde der japanischen Raumfahrtagentur konnte die geplante Umlaufbahn aber nicht erreichen und flog am Mars vorbei. Die Deep-Space-2-Mission der NASA scheiterte ebenfalls; die geplante Landung ging schief. Eine tragische Berühmtheit hat der Mars Climate Orbiter erreicht: Er sollte im September 1999 in eine Umlaufbahn einschwenken und von dort aus das Klima des Mars erforschen. Das ging schief, die Sonde flog zu nahe an den Mars heran und verglühte durch die Reibung mit der Atmosphäre. Der Grund für diesen Fehler ist absurd: Die NASA arbeitete, wie sich das für eine wissenschaftliche Einrichtung gehört - mit dem SI-Einheitensystem, benutzte also das metrische System das fast überall auf der Welt benutzt wird. Die von einer amerikanischen Zulieferfirma hergestellte Software zur Navigation wurde aber mit dem sogenannten "imperialen" System programmiert, also das System, wo man zum Beispiel Entfernungen in Fuß oder Meilen misst, pints und gallons benutzt um Flüssigkeitsmengen zu messen, und so weiter. Das wird heute nur noch in den USA verwendet und zum Teil in Großbritannien und Kanada. Aber weil die amerikanische Firma diese speziellen Einheiten nutze, die internationale NASA aber natürlich den wissenschaftlichen Standards folgte und das SI-System verwendete, wurde die Sonde von der Navigationssoftware auf einen falschen Kurs gebracht und zerstört. Tja. 2001 erreichte die Sonde Mars Odyssey 2001 der NASA aber immerhin erfolgreich die Umlaufbahn und begann ihre Suche nach Wasser auf dem Mars. Was sie dann schließlich auch fand, vor allem in der Südpolregion unseres Nachbarplaneten. 2003 war ein höchst erfolgreiches Jahr, für fast alle. 2003 erreichte der Orbiter von Mars-Express eine Umlaufbahn; das erste Mal war eine Mission erfolgreich die nicht von den USA bzw. Russland organisiert wurde sondern von der Europäischen Weltraumagentur. Der von Großbritannien mitgeschickte Lander Beagle 2 ging bei der Landung allerdings verloren. Dafür waren die USA mit Spirit und Opportunity erfolgreich. Die beiden Rover landeten 2004 auf dem Mars begannen ihre detaillierte Erforschung der Oberfläche. Spirit hielt 7 Jahre lang durch und legte dabei fast 8 Kilometer zurück. Der Rover, immerhin schon 1,6 Meter lang und 1,5 Meter hoch, fand Hinweise auf frühere Gewässer auf dem Mars und machte jede Menge coole Bilder. Opportunity ist immer noch der Star unter den Rovern. Er war fast 15 Jahre lang aktiv, erst im Juni 2018 verlor man den Kontakt. In dieser Zeit schaffte Opportunity eine Strecke von erstaunlichen 45 Kilometern! Auch er konnte viele Hinweise auf ehemalige Flüsse und Seen auf der Marsoberfläche finden. Es ging erfolgreich weiter: Der Mars Reconnaissance Orbiter der NASA erreichte 2006 eine Umlaufbahn und machte die bisher genauesten Aufnahmen des Planeten. Die Kamera des Satelliten hat eine Auflösung von einem Meter pro Pixel und hat damit den Mars extrem genau kartografiert. Im Mai 2008 landete die Raumsonde Phoenix der NASA in der Nordpolarregion des Mars und konnte mit dem Labor, das es dabei hatte, eindeutig nachweisen, dass im Marsboden gefrorenes Wassereis existiert. 2011 haben sich Russland und China zusammengetan um einerseits eine Sonde in die Umlaufbahn und andererseits eine Landeeinheit auf den Marsmond Phobos zu bringen. Die Rakete stürzte allerdings ab und sowohl die Sonde Fobos-Grunt als auch Yinghuo-1 wurden zerstört. Eine der spektakulärsten Marslandungen fand am 6. August 2012 statt. Die NASA wollte das Mars Science Laboratory mit dem Rover Curiosity auf die Oberfläche des Planeten bringen. Das Ding war allerdings so groß wie ein Auto und 900 Kilogramm schwer; viel größer und schwerer als alle bisherigen Lander. Früher konnte man die Landeeinheiten - vereinfacht gesagt - einfach dick einpacken und runterfallen lassen. Das ging jetzt nicht mehr; da der Mars so eine dünne Atmosphäre hat, wird man dabei nicht stark gebremst und auch ein Fallschirm kann nur bedingt bremsen. Weswegen man den Rover mit dem Namen Curiosity von einer durch Triebwerke in der Luft gehaltenen Plattform aus 20 Meter Höhe an Seilen hinunter ließ. Das irre Konzept hat funktioniert und der Rover konnte nicht nur seine normale Forschungsarbeit aufnehmen sondern auch das erste Mal konkrete Bohrungen und Analysen vom Inneren größere Gesteinsbrocken vornehmen. 2013 erreicht die NASA-Sonden MAVEN planmäßig eine Umlaufbahn und begann mit der Erforschung seiner Atmosphäre. Und überraschenderweise gelang genau das am 5. November 2013 auch der indischen Raumfahrtagentur. Nach den USA, Russland und Europa war nun die vierte Nation erfolgreich beim Mars angekommen. Europa und Russland taten sich 2016 zusammen und schickten den ExoMars Trace Gas Orbiter auf den Weg. Der dort auch ankam und ein weiteres Mal einen sehr genauen Blick auf die Marsatmosphäre wirft. Gleichzeitig sollte auch die Landeeinheit Schiaparelli abgesetzt werden. Die aber vergaß dabei das Bremsen und wurde bei der Landung zerstört. Die NASA feierte 2018 den nächsten Erfolg und schickte mit InSight einen Lander auf die Oberfläche. Der sollte sich bis zu 5 Meter tief in den Boden graben und schauen, was da so los ist. Was aber leider nicht geklappt hat, man kam nur 3 Zentimeter weit. Ich beende die Aufzählung an diesem Punkt. Man könnte über jede der erwähnten Mission natürlich noch viel mehr erzählen; jede wäre eine eigene Folge der Sternengeschichten wert und wird vielleicht auch mal eine eigene Folge kriegen. Heute ging es mir vor allem darum zu zeigen, wie schwierig es ist, den Mars zu erreichen. 1960 haben wir den ersten Versuch gemacht; 60 Jahre später ist es nur der USA gelungen, sicher auf dem Mars zu landen. Von den knapp 45 Missionen in diesen ersten 60 Jahren (die genaue Zahl hängt davon ab, ob man nur die Missionen zählt, die explizit als Marsmissionen geplant waren oder auch andere, die eigentlich anderswohin geflogen sind und auf dem Weg am Mars vorbei gekommen und dort das eine oder andere kleine Forschungsprojekt erledigt haben); von diesen 45 Missionen waren nur 20 erfolgreich; der Rest ist gescheitert - entweder ganz oder teilweise. In den ersten 60 Jahren unserer Versuche den Mars zu erreichen waren wir also nicht mal in der Hälfte aller Fälle erfolgreich. Wenn man nur die Landeversuche zählt, ist die Quote sogar noch schlechter. Wir sind mittlerweile daran gewöhnt, dass alle paar Jahre neue Raumsonden den Mars erreichen und dort landen. Was ja auch tatsächlich passiert und sehr beeindruckend ist. Aber darüber vergessen wir leicht, wie schwierig das ist! Man kann nicht einfach mal eben so zum Mars fliegen; noch weniger kann man einfach mal so dort landen. Was nicht heißt, dass wir es nicht weiter versuchen werden. Es wird in der Zukunft jede Menge weitere Marsmissionen geben. Neue Rover, die über seine Oberfläche fahren; Drohnen, die durch seine Atmosphäre fliegen. Landungen auf den Marsmonden und Missionen, die nicht nur landen, sondern auch Material vom Mars zurück zur Erde bringen. Andere Länder werden probieren, den Mars zu erreichen. Und irgendwann werden sich vielleicht auch einmal Menschen auf den Weg zum Nachbarplaneten machen. Das ist zumindest all das, was für die Zukunft geplant ist. Was davon tatsächlich klappt, werden wir wissen, wenn diese Zukunft vergangen heißt. Wer diese Podcastfolge irgendwann in dieser - aus meiner Sicht - Zukunft hört, kann vielleicht schon auf ein paar sehr beeindruckende Erfolge zurückblicken. Oder sich über spektakuläre Misserfolge ärgern. Mal sehen - vielleicht mache ich in 60 Jahren noch eine weitere Folge über die Marsmissionen und dann schauen wir, was sich bis dahin getan hat…

Astronomische Familienzusammenführung Sternengeschichten Folge 428: Die Geschwister der Sonne Sterne sind keine Menschen. Aber es gibt viele Gemeinsamkeiten. Ein Stern wird geboren, ein Stern stirbt. Dazwischen war er natürlich nicht lebendig; wir verwenden diese Begriffe nur, weil sie praktisch sind. Und erzählen deswegen immer gerne vom "Leben der Sterne". Was Sterne darüber hinaus noch haben, sind Geschwister. Selbst wenn sie keine Eltern haben. Aber bevor es noch verwirrender wird, erzähle ich die Geschichte am besten ordentlich. In den vergangenen Folgen habe ich schon sehr oft über die Entstehung von Sternen gesprochen. In einer sehr kurzen Version läuft dieser Prozess so ab: Alles beginnt mit einer der großen Wolken aus Gas und Staub die sich zwischen den Sternen im Weltall befinden. Durch äußere Einflüsse kann es passieren, dass diese Wolke aus dem Gleichgewicht gerät. Zum Beispiel weil in der Nähe ein Stern vorbeizieht. Oder ein Stern explodiert. Oder weil die Wolke auf ihrem Weg durch die Milchstraße in eine Region gelangt, in der viele Sterne in der Umgebung eine stärkere Gravitationskraft ausüben. Was auch immer die Ursache ist, die Folgen sind die gleichen: Die Wolke hört auf eine Wolke zu sein. Wo das Gas vorher noch gleichverteilt war, gibt es nun Klumpen. Bestimmte Regionen enthalten mehr Gas als vorher, andere weniger. Dort wo mehr Gas ist, wird mehr Gravitationskraft ausgeübt und die zieht noch mehr Gas aus der Umgebung an. Diese Klumpen werden immer dichter, ihr Inneres wird immer heißer und irgendwann wird der Klumpen zu einem Stern. In der Realität ist das natürlich alles noch sehr viel komplizierter, mit sehr viel mehr Zwischenschritten. Aber das für heute wichtige ist: Aus so einer Wolke entsteht nie nur ein einziger Stern. Es bilden sich immer sehr viele Sterne auf einmal. Diese zum gleichen Zeitpunkt gemeinsam entstandenen Sterne kann man durchaus als "Geschwister" bezeichnen. Wissenschaftlich korrekt heißt so eine frischgeborene Sternengruppe "OB-Assoziation", benannt nach den sehr heißen und hellen Sternen vom Spektraltyp O und B, die dort am hellsten leuchten, wie ich in Folge 104 schon ausführlicher erklärt habe. In so einer Sternengruppe entstehen natürlich Sterne in allen möglichen Größen. Die größten mit der meisten Masse - also die O- und B-Sterne - leuchten am hellsten und leben auch am kürzesten. Sie haben ihren Brennstoff als erste verbraucht. Dann beenden sie ihr Leben bei einer Supernova-Explosion und das hat zwei wichtige Konsequenzen. Erstens pusten diese Explosionen alles an Gas und Staub aus der Region, was von der ursprünglichen Wolke noch übrig war. Und zweitens sind jetzt genau die Sterne mit den größten Massen aus der Gruppe verschwunden. Übrig bleiben die kleineren Sterne, die jetzt nicht mehr durch die Gravitationskraft der größeren Sterne in einer Gruppe zusammengehalten werden. Anders gesagt: Die Gruppe löst sich auf. Und sie löst sich wirklich auf: Jeder Stern hat eine leicht andere Geschwindigkeit mit der er sich durch die Milchstraße bewegt. Während die Geschwistersterne anfangs noch nahe beieinander sind, bewegen sie sich im Laufe der Zeit immer weiter voneinander weg. Irgendwann haben sie sich so sehr in der Galaxie verteilt, dass nichts mehr an die ursprüngliche Gruppe erinnert. Auch unsere Sonne ist so entstanden; auch sie war vor 4,5 Milliarden Jahren Teil einer Gruppe von hunderten Sternen und auch sie ist irgendwann ihre eigenen Wege gegangen und hat ihre Geschwister hinter sich gelassen. Die Suche nach der Familie unserer Sonne erscheint aussichtlos. Wie soll man unter den mehr als 100 Milliarden Sternen der Milchstraße genau die paar hundert finden, die vor 4,5 Milliarden Jahren aus der gleichen Wolke entstanden sind wie die Sonne? Und warum sollte man sie überhaupt finden wollen? Zur zweiten Frage kommen wir später; schauen wir uns zuerst einmal an ob die Suche überhaupt funktionieren könnte. Wie erkennt man, ob ein Stern eine Schwester der Sonne ist? Natürlich muss das Alter passen. Wenn ein Stern gemeinsam mit der Sonne entstanden ist, muss er auch so alt sein wie unsere Sonne. Aber das allein reicht zur Identifikation noch nicht aus. Denn das Alter eines Sterns lässt sich nicht immer exakt bestimmen. Und selbst wenn es bei einem Stern innerhalb der Fehlergrenzen mit dem Alter der Sonne übereinstimmt, dann kann das immer noch reiner Zufall sein. Deswegen muss man unbedingt auch die chemische Zusammensetzung der Sterne untersuchen. In Folge 337 der Sternengeschichten habe ich ja schon von der Metallizität erzählt. So nennt man in der Astronomie den Anteil der chemischen Elemente an der Zusammensetzung eines Sterns, die weder Wasserstoff noch Helium sind. Wasserstoff und Helium sind ja die absolut häufigsten Elemente im Universum und deswegen besteht auch jeder Stern fast komplett aus diesen beiden Elementen. Aber es gibt immer einen kleinen Anteil an den restlichen chemischen Elementen und die Menge dieses Rests wird als "Metallizität" bezeichnet. Wie viele Elemente abseits von Wasserstoff und Helium ein Stern bei seiner Geburt besitzt, hängt von der Wolke ab, aus der er entstanden ist. Dort haben sich diese Elemente im Laufe der Zeit angesammelt; immer wenn in der Umgebung alte Sterne ihr Leben beendet haben, haben sie diese Elemente ins All hinaus gepustet. Dort wo in der Nähe einer Wolke mehr Sterne ihr Leben beendet haben, gibt es mehr dieser Elemente, dort wo weniger Sterne waren, weniger. Die chemische Zusammensetzung einer solchen Wolke ist also quasi ein wenig wie ein Fingerabdruck. Und alle Sterne die aus einer Wolke entstehen, teilen diesen Fingerabdruck. Wir müssen also einen Stern finden, der genau so alt wie unsere Sonne ist UND die gleiche chemische Zusammensetzung wie sie hat. Beide Parameter kann man im Prinzip messen. Aber es gibt halt sehr, sehr, sehr, sehr viele Sterne in der Milchstraße. Da einen zu finden, wo alles genau passt, ist schwierig. Aber, um die zweite Frage von vorhin zu beantworten, es wäre durchaus interessant, ein paar Geschwister der Sonne zu finden. Zum Einen, weil man dadurch viel über die Entstehung der Sonne und des Sonnensystems lernen kann. Denn wenn wir uns die Sterne in unserer Umgebung anschauen, dann sind die alle ganz anders als die Sonne. Dort, wo wir uns gerade in der Milchstraße befinden, erinnert nichts an die Wolke, aus der wir einmal entstanden sind. Die Sonne hat sich offensichtlich weit von ihrem Geburtsort und ihren Geschwistern entfernt. Wüssten wir, wo die alle heute sind, dann könnten wir auch den Weg der Sonne nachvollziehen und besser verstehen, was die Sonne so isoliert hat. Noch spannender ist der zweite Grund, aus dem es sich lohnt, nach der alten Familie zu suchen. Denn als die Sonne vor 4,5 Milliarden Jahren entstand, hat es nicht lange gedauert, bis sich auch ihre Planeten gebildet haben. Es gibt keinen Grund davon auszugehen, dass das bei den anderen Sternen der Gruppe nicht ebenso war. Und - das ist der wichtige Punkt - diese Sterne mitsamt ihren Planeten waren damals viel näher beieinander. Die Gruppe hat sich ja noch nicht aufgelöst. Wenn wir jetzt noch berücksichtigen, dass in einem jungen Planetensystem jede Menge los ist; sehr viel mehr Himmelskörper ihre Runde ziehen als eigentlich Platz haben; noch sehr viel mehr Asteroiden und Kometen unterwegs sind und es zu sehr viel mehr Kollisionen kommt: Dann ist es nicht unwahrscheinlich, dass Material von einem Planetensystem zu einem anderen gelangt. Ein Asteroid könnte auf einem Planeten einschlagen, könnte Teile aus der Kruste des Planeten ins All hinaus schleudern von wo sie dann durch den interstellaren Raum den - damals noch kurzen Weg - zu einem Nachbarstern zurück legen um dort auf einem anderen Planeten zu landen. Wir wissen, das man auf Asteroiden und Kometen jede Menge komplexe Moleküle finden kann, die "Bausteine des Lebens", wie es immer so schön heißt. Die könnten damals auf diesem Weg von einem anderen Planetensystem auf die Erde gelangt sein und so die Grundlage für die Entstehung des Lebens gelegt haben. Es könnte natürlich auch umgekehrt gelaufen sein: Die Erde könnte die Bausteine des Lebens auf andere Planetensysteme exportiert haben. Ob das wirklich passiert ist, wissen wir nicht. Aber wenn wir es wissen wollen, müssen wir die Geschwister der Sonne finden. Und sollten wir da einen Stern finden, der Planeten hat, dann wären das keine schlechten Kandidaten um dort nach Leben zu suchen. So spannend das alles ist - wir müssen zuerst einmal die Geschwister der Sonne finden. Was - wie schon mehrmals gesagt - wirklich schwer ist, weil es so enorm viele Sterne gibt. Ein guter Kandidat wäre der Stern mit der Bezeichnung HD 162826. Man findet ihn in circa 110 Lichtjahren Entfernung in Richtung des Sternbilds Herkules. Er ist so alt wie die Sonne, hat die gleiche chemische Zusammensetzung wie unsere Sonne und ist außerdem noch so groß und schwer wie unsere Sonne. Das ist nicht selbstverständlich; die Geschwister müssen ja nicht zwangsläufig auch Zwillinge sein. In dem Fall ist der 2014 identifizierte Stern aber ein guter Kandidat für einen Sonnenzwilling, was noch einmal extra interessant ist. Im Jahr 2018 ist ein weiterer Stern identifiziert worden, 184 Lichtjahre entfernt im Sternbild Pfau. Es gibt noch ein paar weitere potenzielle Kandidaten. Und es werden noch mehr werden; dank der vielen Weltraumteleskope kriegen wir immer mehr Daten von immer mehr Sternen. Zweifelsfrei identifizieren werden wir die Geschwister der Sonne vermutlich nie. Aber je besser unsere Statistik wird, desto klarer werden wir die Familie irgendwann erkennen können. Auch wenn es eine Familienzusammenführung natürlich nicht geben wird.

Vom Himmel hoch da, komm ich her Sternengeschichten Folge 427: Der Einschlag des Asteroiden 2008 TC3 In der Nacht vom 5. auf den 6. Oktober 2008 war der amerikanische Astronom Richard Kowalski am Mount-Lemmon-Observatorium in Arizona damit beschäftigt den Himmel zu beobachten. Vom Gipfel des 2790 Meter hohen Berges hatte er eine gute Sicht und die war nötig um die Anforderungen des Catalina Sky Survey zu erfüllen. Im Jahr 1998 hat er amerikanische Kongress die NASA beauftragt, mindestens 90 Prozent aller Asteroiden in Erdnähe ausfindig zu machen die größer als einen Kilometer im Durchmesser sind. Diese Aufgabe wurde unter anderem am Mount-Lemmon-Observatorium durchgeführt und Kowalski war wieder einmal dabei potenztiell gefährliche Asteroiden zu suchen. Kurz vor Mitternacht Ortszeit war er erfolgreich. Er entdeckte einen Asteroid und eine erste Bahnberechnung zeigte, dass er mit der Erde kollidieren könnte. Das außergewöhnliche an der Sache: Als Kowalski den Asteroid sah, befand er sich gerade noch außerhalb der Umlaufbahn des Mondes. Sollte er wirklich auf die Erde treffen, dann würde er das in naher Zukunft tun. Wie nah, das zeigten die hunderten Beobachtungen die überall auf der Welt kurz nach der ersten Sichtung gemacht wurden: Nicht einmal 24 Stunden würde es dauern; nach europäischer Zeit am frühen Morgen des 7. Oktobers wäre es soweit. Im nördlichen Sudan würde der Asteroid einschlagen, in der nubischen Wüste. Und genau so ist es auch passiert. Der Absturz fand am 7. Oktober 2008 statt um 4 Uhr und 46 Minuten mitteleuropäischer Sommerzeit. Der Asteroid schlug exakt wie vorherberechnet auf der Erde ein. Und dass in der kurzen Zeit zwischen Entdeckung und Einschlag keine weltweite Massenpanik stattfand; dass der Einschlag keine weltweite Katastrophe verursacht hat, liegt daran, dass es hier um die Realität geht und nicht um einen Hollywoodfilm. Wie ich in den Sternengeschichten ja schon oft erzählt habe, muss ein Asteroid groß genug sein, um erstens einen Krater auf der Erde zu verursachen und zweitens noch viel größer sein, wenn er eine weltweite Katastrophe auslösen soll. Die allermeisten Asteroiden aber sind klein. Große Brocken wie die, auf deren Suche sich das Catalina Sky Survey gemacht hat, sind selten. Und weil sie so groß sind, stehen die Chancen sehr gut, dass man sie sehr lange vor einem etwaigen Einschlag findet. Kleine Objekte sind viel häufiger und viel schwerer zu sehen. Sie verursachen aber auch keine so großen Schäden; meistens erreichen sie nicht einmal den Erdboden. Damit ein Asteroid einen Einschlagskrater verursachen kann, muss er circa 50 Meter groß sein - je nach Material auch ein bisschen mehr oder weniger. Und damit der Einschlag weltweite Folgen hat, muss das Ding mindestens einen Kilometer groß sein. Der Asteroid den Kowalski entdeckt hat, war aber gerade einmal 4 Meter groß. Seine Entdeckung war alles andere als ein Grund zur Panik. Sondern eine enorm große Chance für die Wissenschaft. Denn bis dahin war es noch nie gelungen den Einschlag eines Asteroiden vorherzusagen UND diesen Einschlag dann auch zu beobachten. Wir sehen immer wieder ähnlich große (oder kleine, je nachdem) Objekte bei ihrem Flug durch die Atmosphäre aufleuchten und verglühen. Aber wir wissen nicht, wo sie herkommen; unser erster Blick auf sie ist auch unser letzter. Hier war es anders. Der Asteroid, der die Bezeichnung "2008 TC3" bekommen hat, war ausreichend lange vor dem Einschlag gefunden worden, um seine Bahn zu bestimmen. Wir wussten also, wo im Sonnensystem er sich herum getrieben hat, bevor er der Erde einen endgültigen Besuch abgestattet hat. Die Geschichte ist damit aber noch lange nicht vorbei, sie fängt eigentlich erst an. Die Beobachtungen während der Kollision haben gezeigt, dass 2008 TC3 in einer Höhe von 37 Kilometern auseinandergebrochen und durch die Reibung mit der Atmosphäre explodiert ist. Das konnte man mit Satelliten beobachten; mit Webcams von der Erde aus und sogar von einem gerade in der Gegend herumfliegenden Passagierflugzeug. Am Boden gab es Augen- und Ohrenzeugen die den Feuerball der Explosion sahen und sie auch gehört haben. Das waren schon mal jede Menge sehr interessante Daten. Im Dezember 2008 hat sich der Astronom Peter Jenniskens gemeinsam mit Muawia Shaddad von der Universität Khartoum auf die Suche nach Überresten der Asteroiden gemacht. Und tatsächlich fanden sie 15 Bruchstücke, in der Nähe einer Zughaltestelle mit der Bezeichnung "Station 6". Was auf arabisch "Almahata Sitta" heißt und zum Namen für den Meteorit wurde. Ich habe es zwar in einem anderen Podcast schon mal erklärt, aber um Verwirrung vorzubeugen: Solange ein Objekt durchs All fliegt, heißt es "Asteroid" und in diesem Fall war es der Asteroid mit der Bezeichung 2008 TC3 (diese Bezeichnungen werden aus dem Zeitpunkt der Entdeckung gebildet). Landen Teile eines Asteroiden auf der Erde, werden die "Meteorite" genannt und üblicherweise nach der nächstgelegenen vernünftigen geografischen Bezeichnung benannt; in diesem Fall eben "Almahata Sitta". Später fand man noch einige hunderte weitere Bruchstücke - insgesamt hat man knapp 10 Kilogramm des Almahata-Sitta-Meteorits finden und bergen können. Und das hat der Wissenschaft völlig neue Untersuchungen ermöglicht. Meteoriten an sich gibt es ja genug; die Sammlungen der Museen und die Labore der Wissenschaft sind zwar nicht überfüllt, aber es reicht um gute Forschung anzustellen zu können. Bei so gut wie allen Meteoriten haben wir aber keine gute Ahnung woher sie stammen. Wir können zwar aus geologischen Untersuchungen in Einzelfällen gute Vermutungen aufstellen und manche Meteoriten bestimmten Himmelskörpern zuordnen; wissen als etwa ob ein Meteorit vom Mond oder vom Mars stammt. Aber die überwiegende Mehrheit der Meteoriten die wir entdeckt haben, lag einfach so auf der Erde rum ohne zu verraten, wo sie hergekommen sind. Der Fall von 2008 TC3 war ein weiteres Mal einzigartig. Wir haben zuerst den Asteroid im All entdeckt, seine Bahn berechnet und einen Einschlag auf der Erde vorhergesagt. Dieser Einschlag ist genau so eingetreten und konnte beobachtet werden. Und dann haben wir auch Meteoriten gefunden, konnten also das Ding das zuerst nur als Lichtpunkt im All und später als Explosion am Himmel zu sehen war, nun auch konkret anfassen und im Labor untersuchen. Was man dann auch getan hat. Und dabei festgestellt hat, dass es sich um ein ziemlich spezielles Exemplar handelt. Die erste Probe gehörte zur seltenen Gruppe der Ureilite. Das sind Steinmeteorite mit einem hohen Anteil von Kohlenstoff der unter anderem in Form winziger Diamanten zu finden ist. Als man dann aber später die restlichen Proben untersucht hat, hat sich gezeigt dass circa ein Viertel des Meteoriten zu einer anderen Klasse von Steinmeteoriten gehört. Das bedeutet, dass 2008 TC3 aus geologisch verschiedenen Stücken zusammengesetzt sein muss und das wiederum heißt, dass er selbst eine sehr interessante Vergangenheit haben muss. 2008 TC3 war kein Felsbrocken der in der Form schon seit 4,5 Milliarden Jahren durchs Sonnensystem fliegt. Damals, vor der Entstehung der Planeten haben sich aus Staub und Eis ja zuerst einmal die Asteroiden und Kometen gebildet. Und erst daraus dann Planeten wie die Erde. Nur das übrig gebliebene Baumaterial nennen wir heute noch "Asteroid". Aber 2008 TC3 muss selbst einmal Teil eines größeren Objekts gewesen sein. Ich habe in Folge 111 der Sternengeschichten schon von "Asteroidenfamilien" erzählt, also Gruppen von Asteroiden die alle eine ähnliche Zusammensetzung haben und durch Zusammenstöße von größeren Objekten entstanden sind. Aus den Bahndaten von 2008 TC3 und den geologischen Informationen der Meteoriten konnte man zeigen, dass er vermutlich aus der Nysa-Polana-Familie stammt. Die befindet sich am inneren Rand des Asteroidengürtels zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter. Die Mitglieder der Familie sind circa 2,5 mal weiter von der Sonne entfernt als die Erde, haben alle vergleichsweise kreisförmige Umlaufbahnen die nicht stark gegenüber der Erdbahn geneigt sind. Die Familie selbst setzt sich aus zwei Untergruppen zusammen - wenig überraschend die "Nysa"- und die "Polana"-Gruppe - die chemisch unterschiedlich sind. Man vermutet nun, dass 2008 TC3 bei einer Kollision zweier Bruchstücke aus diesen beiden Untergruppen entstanden ist. Wenn die Kollision langsam genug stattfindet - was bei den Umlaufbahnen dieser Asteroiden nicht unwahrscheinlich ist - dann können die, vereinfacht gesagt, einfach zusammenpappen und einen neuen Asteroid formen. Darüber hinaus wissen wir auch, dass die Nysa-Polana-Asteroiden sich in einer Gegend des Sonnensystems befinden, wo die gravitativen Störungen des Jupiters dafür sorgen, dass immer wieder Objekte aus der Familie hinaus in Richtung Erde umgeleitet werden. Das war aber bei weitem noch nicht alles was wir von 2008 TC3 gelernt haben. 2018 hat man sich die Diamanten in den Meteoriten noch mal genauer angesehen. An sich sind solche Mini-Diamanten nicht weiter besonders. Sie können entstehen, wenn zwei Himmelskörper kollidieren und für kurze Zeit ein enorm hoher Druck herrscht. Und 2008 TC3 hat ja definitiv eine kollisionsreiche Vergangenheit hinter sich. Die in ihm gefundenen Diamanten sind aber zu groß um während einer kurzen Kollisionsphase entstanden zu sein. Die mineralogische Untersuchung hat gezeigt, dass das Material für sehr lange Zeit einem Druck von mindestens 200.000 bar ausgesetzt sein musste, damit sich Diamanten wie bei den Almahata Sitta Meteoriten bilden konnte. Solche Bedingungen findet man nur im Inneren von ausreichend großen Himmelskörpern; vergleichbar zum Beispiel mit dem Merkur. Zumindest ein Teil des Gesteins aus dem sich 2008 TC3 gebildet hat, muss also irgendenwann mal im Inneren eines planetengroßen Objekts gewesen sein. Das zeigt auch eine Arbeit aus dem Jahr 2020 die ein ganz spezielles Mineral gefunden hat dass sich ebenfalls nur unter ausreichend großem Druck, bei bestimmten Temperaturen und während einer entsprechend langen Zeit unter Anwesenheit von Wasser gebildet haben kann. Bedingungen die ebenfalls nur in großen Himmelskörpern herrschen. Der Ursprung von 2008 TC3 muss also ein Objekt gewesen sein, das mit den großen Asteroiden wie Ceres oder Pluto bzw. kleinen Planeten wie dem Merkur zu vergleichen ist. Durch eine oder mehrere Kollisionen muss Material aus diesem großen Objekt herausgebrochen sein und dann mit anderen Bruchstücken den kleinen Asteroid gebildet haben, der 2008 auf die Erde gefallen ist. Der Ursprungskörper von 2008 TC3 existiert dabei allerdings nicht mehr. Er ist, so wie viele andere planetengroße Objekte, schon vor langer Zeit verschwunden. In der chaotischen Frühzeit des Sonnensystems haben noch sehr viel mehr große Himmelskörper ihre Runden um die Sonne gezogen als heute. Die acht Planeten und die Handvoll großer Asteroiden sind nur das, was übrig geblieben ist. Der Rest ist bei Kollisionen zerstört oder aus dem Sonnensystem geworfen worden. 2008 TC3 hat uns also einen faszinierenden Blick auf die unwiederuflich verlorene Welt des jungen Sonnensystems gezeigt; hat uns in eine Vergangenheit schauen lassen in der es noch sehr viel wilder zuging und in der Planeten um die Sonne kreisten die es nicht mehr gibt. Und vielleicht lernen wir von ihm auch noch etwas über unseren eigenen Ursprung. 2010 konnte man im Gestein der Almahata Sitta Meteoriten das Vorhandesein von Aminosäuren nachweisen. Diese chemischen Moleküle sind die Bausteine aus denen Proteine bestehen und die sind das, ohne das kein Lebewesen auskommt das wir kennen. Die "Bausteine des Lebens" also, wie es gerne in den Medien heißt. Das heißt nicht, dass irgendwas auf oder in 2008 TC3 gelebt hat; auch nicht auf dem Ursprungskörper. Aber es zeigt, dass sich die Moleküle die für die Entstehung des Lebens nötig sind, auch im Weltall bilden können. Was wir vorher auch schon gewusst haben; wir haben Aminosäuren schon auf anderen Asteroiden und Kometen gefunden. Insofern war 2008 TC3 nicht besonders. Besonders war allerdings die Tatsache, dass die Aminosäuren die hohen Temperaturen beim Einschlag eigentlich nicht überleben hätten sollen. Entweder also, sie sind tief im Inneren des Gesteins vielleicht doch besser geschützt als wir dachten und können auch leichter durch Meteoriten aus dem All auf Planeten verteilt werden um so die Entstehung des Lebens zu erleichtern. Oder aber sie sind erst BEIM Einschlag selbst entstanden als die hohen Temperaturen entsprechende chemische Reaktionen möglich gemacht haben. Was ebenfalls interessant ist, da in der Frühzeit des Sonnensystems wesentlich mehr Asteroiden auf die Erde gefallen sind als heute. Ständiges Bombardement mit großen Steinen aus dem All ist natürlich schlecht für die Entstehung des Lebens. Aber vielleicht ist es auch notwendig, um die Chemikalien und Vorraussetzungen zu schaffen damit Leben entstehen kann, wenn die Einschläge vorbei sind. Objekte wie 2008 TC3 sind ein absoluter Glücksfall für die Wissenschaft. Das Ding war der erste Asteroid dessen Geschichte wir so gut erforschen konnten und dessen Weg aus dem All auf die Erde direkt nachvollziehbar war. Es mag seltsam klingen, wenn man sich wünscht das mehr Asteroiden auf der Erde einschlagen. Aber wenn sie so klein sind wie dieser, dann bin ich als Astronom absolut dafür!

Abenteuer im Kiel des Schiffs Sternengeschichten Folge 426: Canopus - Steuermann für Raumsonden Heute gibt es in den Sternengeschichten zur Abwechslung mal wieder eine echte Sternengeschichte. Also eine Geschichte über einen Stern. Wir sehen uns gemeinsam "Canopus" an. Oder besser gesagt: Wir reden darüber. Denn sehen kann man Canopus von Europa aus so gut wie gar nicht. Nur wenn man wirklich ganz weit nach Süden reist, nach Gibraltar, nach Malta oder nach Kreta zum Beispiel kann man ihn sehen. Oder man befindet sich außerhalb von Europa, in Afrika, in Mittelamerika, sonstirgendwo im Süden oder überhaupt gleich auf der Südhalbkugel der Erde - was ja jede Menge Menschen tun (die aber vermutlich nicht zur regelmäßigen Hörerschaft dieses Podcasts gehören). Wenn man sich an einem Ort befindet an dem man Canopus sehen kann, dann ist es meistens auch nicht schwer ihn zu sehen. Nach Sirius ist Canopus nämlich der zweithellste Stern am Nachthimmel, da muss man sich nicht sonderlich anstrengen. Deswegen ist er den Menschen auch schon ziemlich früh aufgefallen und sie haben ihn immer wieder beobachten. Das hat zum Beispiel der Astronom Abū l-Walīd Muhammad ibn Ahmad Ibn Ruschd getan, auch und ein wenig kürzer bekannt unter seinem lateinischen Namen "Averroes". Geboren wurde er in Al-Andalus, im spanischen Cordoba. Von da aus konnte er Canopus nicht sehen, als er aber im Jahr 1153 nach Marrakesh reiste, war Canopus super zu beobachten. Das bestärkte ihn in seiner Ansicht (die zuvor natürlich auch schon längst andere Leute geäußert haben), dass die Erde eine Kugel sein muss. Weil wie sonst soll man es erklären, dass da plötzlich ein Stern am Himmel auftaucht wenn man Richtung Süden reist der im Norden nicht zu sehen ist. Und der wieder unter dem Horizont verschwindet, wenn man zurück nach Norden fährt? Über den Ursprung des Namens gibt es unterschiedliche Versionen. Der griechische Name "Canopus" wurde schon in der Antike für den Stern verwendet. In der Mythologie hat er immer mit Schiffen zu tun. Bei den Ägyptern war "Kanopus" der Admiral einer Flotte der die Götter Isis und Osiris nach Indien brachte. In Griechenland erzählte der Dichter Homer die Geschichte des trojanischen Kriegs in dem der König von Sparta - Menelaos - deswegen in besagten Krieg nach Troja zog weil die Trojaner seine Frau entführt haben. Auf der Heimfahrt wurde sein Schiff vom Steuermann "Kanobos" gesteuert. Das Sternbild, in dem die griechischen Gelehrten den Stern Canopus gesehen hatten, wurde nach einem ebenfalls berühmten Schiff aus der Mythologie benannt. "Argo Navis" oder "Schiff Argo"; das Boot mit dem der Held Jason und seinen "Argonauten" sich auf den Weg zu ihren Abenteuern machten. Und wenn man schon ein Schiff an den Himmel setzt, dann braucht es auch einen Steuermann, haben die Leute sich damals wahrscheinlich gedacht und den hellsten Stern dort "Canopus" genannt. Was es daneben auch noch gibt ist eine ägyptische Stadt die "Kanopus" heißt. Beziehungsweise gibt es sie nicht mehr, aber früher hat es sie mal gegeben. Im westlichen Nildelta, an der Küste des Mittelmeers, ein Stück östlich wo sich heute die Stadt Alexandria befindet. Angeblich soll Menelaos dort seinen Steuermann begraben haben als der dort etwas überraschend bei einem Landausflug von einer Schlange gebissen wurde und starb. Es kann auch sein, dass der Name damit gar nix zu tun hat, sondern vom ägyptischen Begriff "Kahi Nub" kommt, was so viel wie "goldene Erde" bedeutet und sich darauf beziehen könnte, dass man den Stern Canopus von der Stadt Kanopus direkt am Horizont stehen sehen konnte, wo sein Licht gelb-golden erscheint weil es den ganzen Staub der dicken Atmosphäre durchqueren muss. Oder aber die Stadt heißt nicht "goldene Erde" sondern "goldener Boden" weil es ganz einfach eine sehr reiche Hafenstadt war. Kurz gesagt: Es gibt jede Menge Mythen und warum der Stern so heißt wie er heißt, ist unklar. Klar ist dagegen, dass er seit Juli 2016 ganz offiziell den Eigennamen "Canopus" trägt, das hat die Internationale Astronomische Union so entschieden. Sein offizieller Katalogname war und ist immer noch "Alpha Carinae". Also der hellste Stern (alpha) im Sternbild Carina und "Carina" heißt auf deutsch "Kiel des Schiffes". Als der französische Astronom Nicolas-Louis de Lacaille im 18. Jahrhundert die Sternbilder am Himmel neu organsierte, war im das enorm große Sternbild "Argo Navis" aus der Antike ein wenig zu unübersichtlich. Also hat er es in drei kleinere Sternbilder aufgeteilt: Puppis, Carina und Vela oder auf deutsch "Achterdeck", "Kiel" und "Segel" des Schiffes. Der Steuermann ist im Kiel gelandet und leuchtet seither als hellster Stern dieses Sternbilds vom Himmel. Das war jetzt ziemlich viel Geschichte und Mythologie und recht wenig Astronomie. Dabei gibt es gerade da sehr viel von Canopus zu erzählen. Mittlerweile auf jeden Fall, denn lange Zeit war da ziemlich viel unklar. Das hat schon bei seinem Abstand zur Erde angefangen. Die angegeben Werte schwankten zwischen knapp 100 und 1200 Lichtjahren. Das ist ein ziemlich großes Intervall und es ist überraschend, dass man das noch bis 2007 nicht genauer wusste. Das Problem ist das Problem das wir haben wenn es darum geht die Entfernung zu einem Stern zu bestimmen. Die Dinger schauen ja immer nur aus wie helle Punkte am Himmel, egal ob sie nah sind oder weit weg. Man kann jetzt entweder probieren die Parallaxe zu messen. Also die scheinbare Verschiebung in der Position des Sterns wenn man ihn aus unterschiedlichen Richtungen betrachtet. Zum Beispiel Einmal im Juni und einmal im Januar, da die Erde sich ja in der Zwischenzeit ein großes Stück entlang ihrer Bahn um die Sonne bewegt hat. Dieser Effekt ist aber winzing und es hat bis 1838 gedauert bis man das überhaupt mal bei einem Stern messen konnte, wie ich schon in Folge 19 erzählt habe. Und selbst ab da war es schwer, mit dieser Methode die Entfernung erstens genau und zweitens für eine relevante Menge an Sternen zu bestimmen. Also hat man sich mit anderen Methoden beholfen. Wenn man wüsste, wie hell ein Stern WIRKLICH leuchtet, dann müsste man nur diese "absolute Helligkeit" mit der am Himmel sichtbaren "scheinbaren Helligkeit" vergleichen. Und kann daraus schnell und einfach den Abstand berechnen. Das Problem: Die absolute Helligkeit kennt man nicht, wenn man sie genau wissen will geht das nur, wenn man den Abstand schon kennt. Man kann sie aber zumindest schätzen, aus dem Spektraltyp des Sterns. Also - vereinfacht gesagt - aus seiner Farbe und seiner scheinbaren Helligkeit. Daraus lässt sich die Temperatur abschätzen, die Masse des Sterns und damit kann man wiederum ungefähr ableiten wie die absolute Helligkeit ist. Aber nur, wenn man wirklich genau weiß, wie diese ganzen Größen zusammenhängen und wie die Spektraltypen genau funktionieren. Was kompliziert ist, wie ich in Folge 132 schon genau erklärt habe. Vor allem muss man viele unterschiedliche Beispiel für den in Frage stehenden Spektraltyp kennen und studieren können. Und leider gehört Canopus zu einer Spektralklasse für die man kaum Sterne kannte und die daher schlecht untersucht und verstanden war. Canopus gehört zum Spektraltyp F0II (das war zumindest einer der Werte die früher bekannt waren), das sind Sterne die ein bisschen heißer und massereicher sind als unsere Sonne. Was aber nicht das Problem ist. Das steckt in der "Leuchtkraftklasse". Dabei geht es um den Entwicklungszustand, also um die Frage ob der Stern noch ein normaler Stern ist, ob er sich schon zu einem Riesenstern aufgebläht hat weil er sich dem Ende seines Lebens nähert, und so weiter. Unsere Sonne gehört zum Typ "V", ist also offiziell ein "Zwergstern", also noch in ihrem normalen Zustand. Erst in ein paar Milliarden Jahren wird sie sich zu einem Roten Riesen aufblähen und dann auch eine andere Leuchtkraftklasse haben (wahrscheinlich III). Canopus aber gehört zur Leuchtkraftklasse II, was sogenannte "Helle Riesen" bezeichnet. Das sind Sterne, die gerade an der Grenze zwischen Riesensternen und den noch größeren/helleren/heißeren Überriesen stehen. So oder so - es war schwer nur aus der Beobachtung des Canopus von der Erde aus rauszufinden, welche Art von Stern man da vor sich hat. Je nachdem was man da jetzt für Schätzwerte eingesetzt hat, kam mal eine größere Entfernung raus und mal eine kleinere. Erst als gegen Ende des 20. Jahrhunderts der Satellit Hipparcos - über den ich in Folge 87 ausführlich gesprochen habe - bei hunderttausenden Sternen genaue Parallaxen messen konnte, war klar: Canopus ist knapp 300 Lichtjahre von der Erde entfernt. Darüber hinaus hat er eine Masse die dem 15fachen der Sonnenmasse entspricht. Der Radius von Canopus beträgt das 71fache des Sonnenradius und der Stern leuchtet mehr als 10.000 Mal heller als unsere Sonne. Mit einer Oberflächentemperatur von 7500 Kelvin ist er ein wenig heißer als unsere Sonne. Und welcher Spektral- und Leuchtkraftklasse er angehört ist immer noch nicht ganz klar. Er liegt irgendwo an der Grenze zwischen den Spektralklassen A und F und an der Grenze zwischen den hellen Riesen und den Überriesensternen. Was wir von Canopus auch schon beobachtet haben sind Röntgenstrahlen; die werden vermutlich in der extrem heißen äußersten Atmosphärenschicht des Sterns erzeugt. Was wir dort bis jetzt nicht gefunden haben sind Planeten; man hat zwar mal vor langer Zeit gedacht dass man entsprechende Anzeichen dort gefunden hat. Die sich aber als Fehlinterpretation herausgestellt haben. Das was man für die Auswirkungen der Gravitation eines Planeten auf die Bewegung des Sterns gehalten hatte, war in Wahrheit die Bewegung der Atmosphäre des Sterns selbst. Aber ganz unabhängig von all dem was man über Canopus weiß oder nicht weiß - eines bleibt fix. Der Stern ist von der Erde aus extrem hell und gut zu beobachten. Nicht nur weil er so hell ist, sondern weil in seiner Umgebung auch so wenig andere helle Sterne sind. Das macht ihn besonders gut geeignet um ihn als Markierung zur Navigation zu benutzen. Was jede Menge Völker im Laufe der Zeit in Afrika, Australien, Polynesien, Mittel- und Südamerika, China, Indien und so weiter getan haben. Sie alle haben eigene Mythen und Geschichten über den hellen Stern erzählt, ihm ihre eigenen Namen gegeben und ihre eigene Forschung darüber angestellt. Aber nicht nur früher, auch heute noch dient Canopus der Orientierung am Himmel. Der mythologische Steuermann weist zum Beispiel Raumsonden den Weg durchs All die den hellen und leicht zu findenden Stern zur Positionsbestimmung benutzen. Unsere Fantasie regt Canopus aber auch weiterhin an. Der Stern hat es in das Werk der britischen Schriftstellerin und Nobelpreisträgerin Doris Lessing geschafft; sogar bis in den Titel ihrer fünfbändigen Science-Fiction-Serie "Canopus im Argos". Und in der grandiosen Romanreihe "Dune" von Frank Herbert umkreist der titelgebende Planet ebenfalls den Stern Canopus. Wer also von euch mal die Chance haben sollte, den Stern zu beobachten sollte das auf jeden Fall machen!

Das Pferd aus der Dunkelheit Sternengeschichten Folge 425: Der Pferdekopfnebel Der Pferdekopfnebel ist ein Nebel der aussieht wie ein Pferdekopf. Das taugt als Erklärung aber nicht viel und reicht schon gar nicht für eine komplette Folge der Sternengeschichten. Aber glücklicherweise gibt es über dieses faszinierende Objekt noch viel mehr zu erzählen. Als das Hubble-Weltraumteleskop im Jahr 2001 seinen 11 Geburtstag feierte, fand im Internet eine Umfrage statt. Man wollte wissen welches Himmelsobjekt man zur Feier des Tages beobachten sollte. Die Wahl fiel auf den Pferdekopfnebel. 2013, zum 23. Geburtstag des Teleskops war der Nebel ein weiteres Mal der Ersatz für den Kuchen. Und dazwischen hat das Teleskop ebenfalls jede Menge Bilder davon gemacht. Ebenso wie davor und danach und nicht nur das berühmte Weltraumteleskop schaut sich gern den Pferdekopfnebel an; er wurde im Laufe der Zeit von allen möglichen Menschen beobachtet, aus wissenschaftlichen Gründen ebenso wie einfach nur aus Spaß an der Freude. Wobei das Teil gar nicht so einfach zu beobachten ist. Nicht ohne optische Hilfsmittel und auch dann ist es schwer zu sehen. Man kann zwar schon mit einem kleinen Teleskop erfolgreich sein. Aber dann muss man genau wissen was man tut, wohin man schaut, was für ein Anblick zu erwarten ist, braucht einen extrem dunklen Himmel und muss die Augen vor der Beobachtung sehr gut an die Dunkelheit anpassen, also eine Stunde oder länger - vereinfacht gesagt - ins Dunkle starren bevor man anfängt irgendwas auch nur annähernd helles zu beobachten. Dass Wissen, dass es Objekte wie den Pferdekopfnebel überhaupt gibt kann man auf die Arbeit des Astronomen Wilhelm Herschel zurückführen. Der hat bei seiner Beobachtung des Himmels mit dem Teleskop immer wieder Bereiche entdeckt, die wie dunkle Löcher im Sternenhimmel aussehen. Für die hat er sie auch gehalten. Mehr über die Sache hat man dann erst im 19. Jahrhundert rausgefunden. Der amerikanische Astronom Edward Charles Pickering war ab 1877 Direktor der Sternwarte des Harvard College. Auf Anraten seines Bruders William Henry, ebenfalls ein Astronom, begann er sich intensiv mit der damals noch relativ neuen Disziplin der astronomischen Fotografie zu beschäftigen und fing damit an den Himmel systematisch zu fotografieren. Er suchte sich den Orion-Nebel aus um die Techniken auszuprobieren und ab 1887 machte er diverse Aufnahmen dieser Region. Und hier unterbrechen wir die geschichtliche Abhandlung kurz und schauen uns den Orion-Nebel ein wenig genauer an. Beziehungsweise nicht, den der ist zwar auch ein Nebel, aber ein anderer als der um den es heute gehen soll. Aber wer Lust, dunklen Himmel und gute Augen hat kann gerne mal probieren ihn zu beobachten; das geht theoretisch schon ohne Hilfsmittel. Dann sieht man aber nur ein verschwommenes Etwas und nicht den prächtig leuchtenden Gasnebel den große Teleskope sichtbar machen. Was man aber zumindest in den Wintermonaten auf der Nordhalbkugel ohne Probleme sehen kann sind die hellen Sterne des Sternbilds Orion. Die sind fast so leicht zu erkennen wie die des großen Wagens. Der "Himmelsjäger" Orion aus der griechischen Mythologie ist mit ein wenig Fantasie sogar als Strichfigur zu sehen und um seine Mitte hat er einen Gürtel aus drei sehr hellen Sternen. Einer davon heißt Alnitak oder auch Zeta Orionis. Und genau diese Region des Himmels ist auf einer Aufnahme von Edward Charles Pickering abgebildet, die am 6. Februar 1888 gemacht wurde. Was auf der Fotoplatte mit der Nummer B2312 zu sehen ist, schaut wirklich nett aus. Drei sehr helle Sterne im oberen Teil des Bildes, der linke von ihnen ist Zeta Orionis. In dessen Nähe erkennt man ein paar nebelartige Strukturen, vor allem eine längliche Wolke die sich nach Süden, also im Bild nach unten weisend, dahin zieht. Um mehr Details zu erkennen muss man aber wirklich genau schauen. Das hat die Astronomin Williamina Fleming getan. Sie wurde in 1857 in Schottland geboren, arbeitete dort als Lehrerin, übersiedelte mit 21 Jahren nach Boston in die USA und wurde von ihrem Mann verlassen als sie gerade schwanger war. Sie brauchte schnell einen neuen Job und fand ihn als Hausangestellte von Edward Charles Pickering. Der war beeindruckt von ihr und ihrer Intelligenz. Und weil er mit seinen Angestellten an der Harvard-Sternwarte unzufrieden war, stellte er einfach Williamina Fleming ein. Um die männlichen Kollegen zu demütigen - aber mit Sicherheit auch weil er einer Frau deutlich weniger Gehalt zahlen musste als einem Mann. So oder so: Fleming nutzte die Chance und erledigte ihren Job hervorragend. Der bestand unter anderem darin, die Unmengen an Himmelsfotografien zu klassifizieren, auszuwerten und zu analysieren. Dabei legte sie die Grundlage für die heute noch verwendete Methode um Sterne anhand ihrer Temperatur und Helligkeit einzuteilen, wie ich schon in Folge 132 erzählt haben. Dabei kamen ihr aber auch die Aufnahmen der Orion-Region unter die Finger bzw. Augen. Und auch hier beschrieb und sortierte sie ganz genau, was zu sehen war. Im Jahr 1890 erscheint ein wissenschaftlicher Aufsatz mit dem Titel "Detection of new nebulae by photography" und in einer Tabelle ist dort ganz genau vermerkt, welche nebelartigen Regionen gefunden wurde. Unter Punkt 21 kann man dort lesen, dass "ein großer Nebel sich von Zeta Orionis nach Süden erstreckt" - das ist genau das Teil von dem wir vorhin schon gesprochen haben. Es wird hier aber auch ganz bestimmtes Detail vermerkt, nämlich "eine halbkreisförmige Einbuchtung". Und genau die ist es, die uns interessiert. Die Arbeit aus dem Jahr 1890 ist veröffentlicht worden ohne explizit anzugeben, wer sie verfasst hat. Aber man kann erstens davon ausgehen (und tut das auch), dass sie von Edward Charles Pickering geschrieben wurde und im Text selbst ist auch noch explizit vermerkt, dass die Untersuchung der Fotoplatten von Williamina Fleming durchgeführt wurde. Eine spätere Arbeit aus dem Jahr 1908 lässt dann keine Zweifel mehr offen. In "Nebulae discovered at the Harvard College Observatory" wo - wie der Titel erklärt - alle Nebel aufgelistet sind die in Harvard entdeckt wurden, findet man als Nummer 62 genau das Objekt von dem wir schon die ganze Zeit reden und als Entdeckerin ist dort explizit Williamina Fleming gelistet. Sie ist also die Entdeckerin des Pferdekopfnebels. Es war Fleming und nicht etwa Herschel oder Pickering, wie man lange Zeit an diversen Stellen lesen konnte. Der Amateurastronom Stephen Waldee hat ganze Sache aber in einer langen sehr ausführlichen Recherche in den 1980er und 1990er Jahren mehr als klar gestellt. Jetzt wissen wir also, wer das Ding entdeckt hat. Aber immer noch nicht so genau, um was es sich eigentlich handelt. Wolkenartige Gebilde kann man in großer Zahl am Himmel sehen. Am besten davon die, die selbst leuchten, also die sogenannten "Emissionsnebel". Dabei handelt es sich um große Wolken aus Gas (fast ausschließlich Wasserstoff, aber auch ein paar andere Elemente wie Helium, Sauerstoff oder Stickstoff) zwischen den Sternen. Die aber von den Sternen in der Umgebung angeleuchtet werden. Wenn es sich dabei um junge, heiße Sterne handelt, kann die starke Strahlung die Atome der Wolken zum Leuchten anregen. Genau das ist im Orion der Fall, denn solche Wolken sind ja auch genau die Regionen in denen neue Sterne entstehen. Wir haben also Wolken, durchsetzt von heiß leuchtenden Sternen wodurch auch die Wolken leuchten. Aber nicht alle. Manche tun das nicht und die heißen, wenig überraschend, "Dunkelwolken". Sie sind im allgemeinen ein wenig dichter als die anderen Wolken; sie bestehen auch nicht nur aus Gas sondern enthalten auch Staub und absorbieren das Sternenlicht. Sie bleiben so lange dunkel, bis in ihrem dichten Kern ein neuer Stern entsteht. Das helle, nebelartige Gebilde das Williamina Fleming südlich des Sterns Zeta Orionis beschrieben hat ist ein Emissionsnebel der heute die Bezeichnung "IC 434" trägt. Er leuchtet hell - und von uns gesehen genau davor befindet sich eine Dunkelwolke. Das ist die "halbkreisförmige Einbuchtung" im Nebel die Fleming entdeckt hat. Die aber keine Einbuchtung IM Nebel ist. Sondern eben ein Bereich des Nebels dessen Licht wir nicht sehen können weil es von der davor liegenden Dunkelwolke absorbiert wird. Pickering und Fleming wussten damals aber noch nicht dass es sich um eine Dunkelwolke handelt. Dass es so etwas gibt und dass die dunklen Gebiete keine "Löcher im Himmel" sind wie Herschel es dachte, geht auf die Arbeit des amerikanischen Astronoms Edward Barnard und des deutschen Astronoms Max Wolf zurück. Beide machten großartige Aufnahmen verschiedener Nebel, unter anderem von der Region die auch Fleming schon untersucht hatte. Darauf war die dunkle Region viel besser zu sehen. Mit diesen Daten konnten Barnard und Wolf erkennen, dass da nicht einfach nur aus irgendeinem Grund keine leuchtenden Sterne waren. Sondern dass die dunklen Flecken durch Staub- und Gasmassen verursacht werden die das Licht blockieren. Barnard erstellte einen Katalog der ihm bekannten Dunkelwolken und Eintrag Nummer 33 darin ist der Pferdekopfnebel. Der aber immer noch nicht als "Pferdekopfnebel" bekannt war. Wenn man sich moderne Abbildungen ansieht, zum Beispiel die Geburtstagsbilder von Hubble, dann sieht die dunkle Wolke dem Kopf eines Pferdes wirklich überraschend ähnlich. Aber auf den alten Aufnahmen des späten 19. und frühen 20. Jahrhunderts ist wirklich nicht mehr zu erkennen als eine Einbuchtung. Wer dem Ding den Namen "Pferdekopf" gegeben hat, ist unklar. Auf jeden Fall konnte das erst dann passiert sein, als die Bilder gut genug waren um diese Form auch zu zeigen. Der vorhin schon erwähnte Stephen Waldee ist auch dieser Frage ausgiebig nachgegangen und fand die erste veröffentlichte Erwähnung dieses Namens in einem Astronomie-Lehrbuch aus dem Jahr 1926, verfasst vom amerikanischen Astronom John Charles Duncan. Und tatsächlich hat Duncan einige Aufnahmen des Nebels gemacht und sie gehören zu den frühesten Bildern auf denen der Pferdekopf deutlich erkennbar ist. Das in seinem Lehrbuch abgebildete Foto stammt aus dem Jahr 1920 - Es gibt aber auch einen Briefwechsel zwischen den beiden Astronomen Frederick Seares und George Ellery Hale aus dem Jahr 1923 in der die Bezeichnung "Pferdekopf" vorkommt; sie muss also damals schon in Gebrauch gewesen sein. Ob es wirklich Duncan und sein Bild aus dem Jahr 1920 waren, die diesen Namen angestoßen haben oder doch irgendwer anderer lässt sich eindeutig vermutlich nicht klären. Ist aber auch egal, denn dieses Wissen braucht man nicht unbedingt um den Pferdekopfnebel beeindruckend zu finden. Oder ihn zu erforschen, was man natürlich ausführlich getan hat. Der Nebel ist 1500 Lichtjahre von der Erde entfernt und ungefähr 3,5 Lichtjahre groß. Seine gesamte Masse beträgt das 27fache der Masse unserer Sonne und er besteht hauptsächlich aus Wasserstoff, aber man findet dort auch jede Menge komplexere Moleküle aus Wasserstoff, Kohlenstoff, Sauerstoff oder Schwefel. Der ganze Staub mitsamt dem Gas ist in Bewegung; der Pferdekopf wird im Laufe der Zeit also seine Form verlieren und sich auflösen. Das wird aber erst in circa 5 Millionen Jahren so weit sein. Es bleibt also noch genug Zeit sich den Pferdekopf im Weltraum anzusehen!

Totaler Durchblick Sternengeschichten Folge 424: Röntgenastronomie Astronomie ist super. Das kommt jetzt vermutlich wenig überraschend, denn immerhin erzähle ich ja schon seit 423 Folgen was das Universum an spannenden Geschichten zu bieten hat. Was aber nichts am grundlegenden Befund ändert: Die Astronomie ist super. Denn so gut wie alles im Universum ist wahnsinnig weit weg. Normalerweise sollte man davon ausgehen, dass man gar nichts über Objekte herausfinden kann, die hundertausende, Millionen oder Milliarden Lichtjahre von der Erde entfernt sind. Können wir aber! Weil die Astronomie super ist. Und keine Sorge, ich höre schon wieder auf mit der Lobhudelei. Sondern erkläre, wie genau die Astronomie es schafft, so super zu sein wie sie ist. Vor allem deswegen, weil sie extrem gut schauen kann. Das ist ja auch das einzige, was der Astronomie übrig bleibt. Direkt erforschen kann man die Phänomene im Universum nur sehr selten; gerade einmal ein paar Himmelskörper in unserem eigenen Sonnensystem haben wir mit Raumsonden vor Ort untersucht. Alles andere müssen wir aus der Ferne anschauen. Und die Astronomie hat gelernt, das besser zu tun als alle anderen. Jahrtausendelang blieb den Menschen nur die Untersuchung des normalen Lichtn der Sterne und als Beobachtungsinstrument hatte man nur die eigenen Augen. Dann kam das Teleskop. Und später fand man heraus, dass da noch viel mehr Licht zu sehen ist. Darüber habe ich in den Sternengeschichten ja schon oft gesprochen. Über die Infrarotstrahlung, die Ultraviolettstrahlung und so weiter; über all den Rest des sogenannten "elektromagnetischen Spektrums". All das ist Licht, von dem unsere Augen nur einen kleinen Teil wahrnehmen können. Die künstlichen Augen der Astronomie können aber auch den Rest sehen. Und über einen sehr faszinierenden Teil dieses Rests und dessen Beobachtung geht es heute: Die Röntgenastronomie. Röntgenstrahlung kennen wir aus dem Alltag vor allem dann, wenn wir aus medizinischen Gründen damit beleuchtet werden. Oder besser gesagt: Durchleuchtet. Denn das aus medizinischer Sicht besondere an dieser Strahlung ist ja die Tatsache, dass es menschlisches Gewebe (und andere Stoffe) leicht durchdringen kann; von dichteren Objekten wie unseren Knochen aber absorbiert wird. Ein Röntgenbild zeigt uns also, wie wir innendrin ausschauen. Über die Entdeckung der Röntgenstrahlung will ich heute nicht reden; obwohl das auch eine sehr faszinierende Geschichte ist. Stattdessen schauen wir uns die Strahlung selbst ein wenig genauer an. Sie kann unseren Körper deswegen durchdringen, weil ihre Wellenlänge sehr klein ist. Normales Licht hat Wellen die 430 bis 640 Nanometer groß sind; also ein paar hundert Milliardstel Meter. Das ist schon ziemlich wenig, aber Röntgenstrahlen sind noch viel kurzwelliger. Ihre Wellenlängen liegen zwischen 10 Pikometern und 10 Nanometern. Also zwischen einem 10 Billionstel Meter und einem 10 Milliardstel Meter. Obwohl es bei Röntgenstrahlung üblich ist, nicht die Wellenlänge anzugeben sondern die Energie. Lichtwellen haben ja auch eine Energie und zwar um so mehr, je kürzer ihre Wellenlänge ist. In dem Fall geht es um Werte zwischen circa 0,1 und 500 Kiloelektronenvolt. Und ein Elektronenvolt ist die Menge an Energie um die sich die Bewegungsenergie eines Elektrons verändert, wenn es durch ein elektrischen Feld mit einer Spannung von einem Volt fliegt. Die Energie von normalen, also für unsere Augen sichtbaren Licht liegt circa zwischen 1,5 und 3,3 Elektronenvolt. Bei Röntgenstrahlen geht es aber um KILOelektronenvolt, also tausend mal so viel Energie. Die etwas langwelligere Röntgenstrahlung mit niedrigeren Energie von weniger als 2 keV wird oft auch als "weiche" Röntgenstrahlung bezeichnet; die Strahlung mit mehr Energie als "harte" Röntgenstrahlung. Bleiben noch zwei Fragen: Was im Universum erzeugt eigentlich Röntgenstrahlung und wie beobachtet man das? So gut wie alles und sehr schwer!, wäre die kurze Antwort. Das Problem bei der Beobachtung von Röntgenstrahlung aus dem All liegt darin, dass sie unsere Erdatmosphäre nicht durchqueren kann. Beziehungsweise ist das nur ein Problem für die Astronomie; ansonsten ist das schon ok - denn zuviel der hochenergetischen Strahlung ist für Lebewesen durchaus gefährlich. Es ist also gut dass wir auf der Erde davor geschützt sind und die vielen Luftmoleküle die Strahlung absorbieren anstatt bis zum Boden durchzulassen. Aber wenn wir sie beobachten wollen, braucht es eine Lösung. Die fand sich aber erst spät. Schon in der ersten Hälfte des 20. Jahrhunderts gab es Vermutungen dass zum Beispiel auch unsere Sonne Röntgenstrahlung abgibt; das war etwa eine Idee der der amerikanische Physiker Edward Olson Hulburt 1938 hatte. Aber niemand kam so weit nach oben um auch konkret nachschauen zu können. Das gelang erst nach dem zweiten Weltkrieg als man in Amerika die in Deutschland erbeuteten V2-Raketen auch zu wissenschaftlichen Zwecken einsetzen konnte. Die echte Röntgenastronomie begann am 5. August 1948 als genau so eine Rakete von einem Startplatz in New Mexico aus ins All flog. Mit an Bord war ein Detektor für Röntgenstrahlung und der tat was er sollte, nämlich detektieren. Allerdings nur kurz, denn die Rakete hat nur einen kurzen Ausflug gemacht. Sie hat eine Höhe von 166 Kilometern erreicht und fiel danach wieder zurück auf die Erde. Aber weitere Raketen mit weiteren Detektoren folgten und man konnte einwandfrei nachweisen, dass die Sonne auch im Röntgenlicht leuchtet. Was nicht überraschend ist, denn die Sonne ist heiß. Vor allem ihre äußerste Atmosphärenschicht, die Korona über die ich schon in Folge 134 ausführlich gesprochen habe. Je höher die Temperatur, desto schneller bewegen sich die Teilchen dort. Wenn jetzt zum Beispiel sehr schnelle Elektronen mit anderen Atomen kollidieren, dann werden sie abgebremst. Dabei geben sie Energie in Form von Strahlung ab, die passenderweise "Bremsstrahlung" genannt wird und diese Strahlung ist kurzwellige Röntgenstrahlung. Man kann aber auch Atome dazu bringen, Röntgenstrahlung abzugeben: Steckt man jede Menge Energie in ein Atom hinein, dann können die Elektronen aus der Atomhülle herausgelöst werden. Sie sind dann nicht mehr an den Atomkern gebunden und das Atom wird "ionisiert" genannt. In die freigewordenen Plätze können andere Elektronen "hineinfallen" und auch dabei wird Energie abgegeben und wieder in Form von Röntgenstrahlung. Man kriegt im Universum also immer dann Röntgenstrahlung wenn irgendwo hohe Temperaturen und große Energien involviert sind. Was in der Korona der Sonne der Fall ist. Aber nicht nur dort. 1962 wollte man schauen, wie denn der Mond so im Röntgenlicht aussieht. Der ist natürlich nicht heiß, reflektiert aber erstens die Strahlung der Sonne. Und wenn Röntgenstrahlung von der Sonne auf die Mondoberfläche trifft können dort interessante Prozesse stattfinden die man genauer erforschen wollte. Also schoß man wieder einen Röntgendetektor mit einer Rakete ins All. Das mit dem Röntgenbild des Mondes hat nicht geklappt. Dafür fand man aber überraschenderweise eine andere Quelle von Röntgenstrahlung, und zwar im Sternbild Skorpion. Deswegen hat man das Ding auch "Scorpius X-1" genannt, die erste Röntgenquelle (auf englisch "X-Rays") im Skorpion. Es war auch die erste Röntgenquelle außerhalb des Sonnensystems die man überhaupt finden konnte und der italienisch-amerikanische Astronom Riccardo Giacconi hat dafür - und für jede Menge weitere Forschung zur Röntgenastronomie - im Jahr 2002 den Nobelpreis für Physik bekommen. Davor musste aber erstmal erklärt werden, was denn da im Skorpion leuchtet. Ein Doppelstern nämlich; bzw. ein ehemaliger Doppelstern. Der eine Stern hat sein Leben schon beendet und ist zu einem Neutronenstern geworden, ein extrem kompakter Sternenrest mit enorm hoher Dichte und einer enorm starken Gravitationskraft in seiner unmittelbaren Umgebung. Damit zieht er Material vom noch übrig gebliebenen zweiten Stern ab, dass sich in einer Scheibe um den Neutronenstern sammelt und angetrieben von dessen Gravitationskraft extrem schnell herumwirbelt. Das verursacht Röntgenstrahlung und genau die hat man 1962 beobachtet. Bis 1970 hatte man circa 40 Röntgenquellen im Universum gefunden. Und dann kam "Uhuru", der erste echte Röntgensatellit. Die NASA hat ihn am 12. Dezember 1970 ins All geschickt wo er bis 1973 in Betrieb blieb und erstmals den gesamten Himmel im Röntgenlicht abgesucht hat. Dabei wurden insgesamt 300 Röntgenquellen gefunden. Man sah weitere Röntgendoppelsterne wie Scorpius X-1; man sah aber auch das extrem heiße und extrem dünne Gas zwischen fernen Galaxien im Röntgenlicht leuchten. Die Technik von Uhuru war simpel: Der Detektor bestand aus einer Bleiplatte mit Löchern und dahinter waren Sensoren. Was aber auch heißt das nur diejenigen Röntgenstrahlen gemessen werden konnten die genau durch so ein Loch auf einen Sensor gefallen sind. Das Prinzip eines Teleskops besteht aber darin, dass man viele verschiedenen Lichtstrahlen mit einem optischen System so umlenkt und auf einen einzigen Punkt konzentriert, dass man deutlich mehr und besser sehen kann als nur mit den Augen. Das geht mit normalen Licht auch sehr gut, auch noch mit Infrarotstrahlung, Radiostrahlung oder UV-Strahlung. Röntgenstrahlen lassen sich mit normalen Spiegeln aber nicht mehr kontrollieren. Sie würden einfach durchgehen oder absorbiert werden. Deswegen verwendet man hier eine Konstruktion die nach ihrem Erfinder, dem deutschen Physiker Hans Wolter als "Wolter-Teleskop" bezeichnet wird. Wenn ein Röntgenstrahl unter einem sehr flachen Winkel auf einen Spiegel trifft, dann kann er tatsächlich reflektiert werden. Um die Lichtausbeute zu erhöhen muss man aber die richtigen Spiegel mit den richtigen Formen auf die richtige Weise zusammenbasteln. Simpel gesagt besteht ein Wolter-Teleskop aus mehreren unterschiedlich gekrümmten Spiegeln die mehrfach ineinander verschachtelt sind. So erhöht man die Chance, dass ein Röntgenstrahl gerade im richtigen Winkel auf einen der Spiegel trifft und passend abgelenkt werden kann. Die Wellenlänge der Röntgenstrahlung ist klein und je kürzer die Wellenlänge, desto glatter muss die Oberfläche des Spiegels sein. Bei Wolter-Teleskopen dürfen die Ungenauigkeiten nur wenige Millionstel Millimeter betragen und deswegen hat es auch bis 1978 gedauert bis das "Einstein Observatorium" ins All flog und das erste Wolter-Teleskop an Bord hatte. Mittlerweile ist die Technik ausgereift und im Laufe der Jahre haben wir einige große Röntgenobservatorien in den Weltraum verfrachtet. Zum Beispiel "XMM-Newton" und "Chandra", die beide im Jahr 1999 ins All geflogen sind. XMM-Newton hat die Europäische Raumfahrtagentur ESA gebaut und hat gleich drei Wolter-Teleskope mit dabei, die jeweils aus 58 ineinander verschachtelten Spiegelschalen bestehen von denen die größte einen Durchmesser von 70 cm hat. Chandra hat vier Paare an verschachtelten Spiegeln von denen der größte 123 cm durchmisst. Wir haben das Universum mittlerweile auch im Röntgenlicht genau beobachtet. Wir haben damit die Zentren ferner Galaxien gesehen, wo Unmengen an heißem Gas um gewaltige schwarze Löcher wirbelt. Wir haben kleine schwarze Löcher in unserer eigenen Milchstraße beobachtet die ihre Partnersterne langsam auffressen. Wir haben das dünne Gas zwischen den Sternen und den Galaxien erforscht und die Eruptionen auf der Sonne und anderen Sternen. Wir haben die Geburt von Sternen beobachtet und ihren Tod. Immer wenn die Dinge irgendwo im Universum besonders schnell, heiß oder explosiv werden leuchtet Röntgenlicht auf. Und wir haben die passenden Augen, um es zu sehen. Astronomie ist super.