Cosmic Latte

By Eva Freistetter, Jana Steuer, Elka XharoScience Physics Astronomy

Cosmic Latte episodes

November 24, 2022 CL006 - Exoplaneten II und die Suche nach der zweiten Erde
Die Episode über erdähnliche Planeten und einer zweiten Erde
CL 006 - Über Exoplaneten und die Suche nach der zweiten Erde
Die Episode über erdähnliche Planeten und eine mögliche zweite Erde
Medien berichten immer wieder über die Entdeckung einer “zweiter Erde”. Aber was bedeutet das wirklich? Gibt es einen Planet B?
Dass Astronomen was anderes meinen wenn sie von erdähnlichen Planeten sprechen als die Medien ist Thema dieser Episode! Davor gibt es aber noch eine Ankündigung!
Ankündigung Podcast-Treffen
Wir wollen das Jahr zusammen mit dem Podcast "Das Universum" und mit euch ausklingen lassen. Darum treffen wir uns am 18.12.2022 in Wien. Um 15 Uhr gibt es eine Führung durch die Meteoritensammlung des Naturhistorischen Museum Wien. Anschließend gehen wir ins Museumquartier, wo wir bei Punsch und Glühwein plaudern können.
Zum Punsch trinken und plaudern könnt ihr einfach so kommen. Wer aber zur Führung kommen möchte, soll sich bitte unter [email protected] anmelden. Es gilt "first come, first serve". Die Kosten für die Führung liegen bei circa 20 Euro pro Person, je nachdem wie viele wir sind (und ob ihr Ermäßigungen in Anspruch nehmen könnt).
Alle Infos zum Treffen findet ihr auch:
hier. Anmeldung ab jetzt unter [email protected].
Begrüßung aus der habitablen Zone
Wir reden weiterhin über Exoplaneten und Eva merkt an, wo überall Exoplaneten in Filmen eigentlich vorkommen.
Aber wie können wir feststellen, ob ein fremder Planet lebensfreundliche Bedingungen hat? Dazu braucht es drei Dinge, die relativ leicht herauszufinden sind: Größe, Masse und mittlerer Abstand des Planeten zu seinem Stern. Voraussetzung dafür ist allerdings, dass diese Parameter vom Stern, den der Planet umkreist, bekannt sind. Aus Größe und Masse ergibt sich die Dichte, die verrät, ob es sich um einen Gasplaneten oder Gesteinsplaneten handelt.
Zudem benötigt es den richtigen mittleren Abstand vom Stern: der optimale Abstand sollte in der habitablen Zone liegen, jenem Bereich, bei dem Temperaturen herrschen bei dem Wasser flüssig ist. Wo genau sich die Zone im System befindet hängt u.a. auch vom Sterntyp ab. In unserem Sonnensystem liegt die habitable Zone grob zwischen den Umlaufbahnen von Venus und Mars.
Die Erde liegt also mittendrin; Ebenso wie Mars und Venus - zumindest knapp, denn es gibt diverse Möglichkeiten, die habitable Zone zu definieren;
Die habitable Zone ist allerdings mit Vorsicht zu genießen, denn nur weil ein Planet in ihr liegt, folgt daraus nicht automatisch, dass er auch habitabel IST. Lediglich, dass er es sein könnte, wenn der Rest passt. Was zum Beispiel bei Venus und Mars ja nicht der Fall ist.
Es gibt darüber hinaus auch eine “galaktische habitable Zone”. Da geht es darum, dass der Stern mitsamt Planeten in einer Gegend der Milchstraße liegen sollte, wo es nicht zu wild zugeht - es also z.B. nicht zu viele Supernova-Explosionen in relativer Nähe gibt. Was im galaktischen Zentrum der Fall ist: Da ist die Sternendichte sehr hoch, Supernovaexplosionen treten häufiger auf, was Leben auslöschen oder zumindest schädlich sein kann. Zu weit vom Zentrum entfernt, ist der Gehalt an Metallen zu gering und die Wahrscheinlichkeit für Planetenentstehung gering. Das bedeutet, dass es einige Sterngenerationen braucht, ehe sich erdähnliche Planeten bilden konnten.
Aber zurück zur habitablen Zone rund um einen Stern. Der “richtige” Abstand hängt vom Mutterstern (Host Star) selbst ab (Spektraltyp, Oberflächentemperatur, Alter). Ideal wäre ein sonnenähnlicher Stern - jedoch ist die Sonne nicht der durchschnittliche Stern-Typ, nur ca. 6% der Sterne sind so wie die Sonne. Die meisten Sterne sind rote Zwerge (M-Sterne). Diese sind klein, “kühler” und weil sie sehr langlebig sind und immer wieder neue dazu kommen, machen sie die meiste Masse in der Milchstrasse aus - aber nicht das meiste sichtbare Licht! Bei einem Zwerg müsste der Planet dann näher dran sein um in der habitablen Zone zu sein, und er dürfte natürlich keine gebundene Rotation haben (weil dann immer diesselbe Seite dem Stern zugewandt wäre) - was aber zwangsläufig passiert, wenn ein Planet zu nahe am Stern dran ist. Diese Zonen variieren hier natürlich ebenfalls je nach Helligkeit, Temperatur etc., können aber sehr nah gehen: Bei Proxima Centauri wäre sie in etwa zwischen 0,06 und 0,003 Astronomischen Einheiten (1 astronomische Einheite ist der Abstand Erde-Sonne). Bei helleren Zwergen kann er bis zu 0,3 AU haben. Das bezieht sich allerdings nur auf die Temperatur und bezieht Flares, Gezeitenkräfte etc. nicht mit ein.
Nachlesen könnt ihr das hier.
Gleichgewichtstemperatur
Jetzt ist es aber mit dem Abstand alleine noch nicht getan. Wenn wir nämlich nur die Energie der Sonne, die auf die Erde trifft berücksichtigen, dann erhalten wir eine Temperatur von -18 Grad. Das ist die Gleichgewichtstemperatur, also jene Temperatur, mit der die Sonne auf die Erde trifft, diese aufwärmt und dann in Form von Infrarotstrahlung wieder ins Welall abstrahlt. -18 Grad wäre die Durchschnittstemperatur wenn es nur nach der Menge an Energie von der Sonne geht. Tatsächlich liegt sie aber bei +15 Grad Oberflächentemperatur. Und das liegt an der Atmosphäre. Besonders deutlich wird dies, wenn wir einen Blick auf unsere Nachbarplaneten Venus und Mars werfen. So liegt die Gleichgewichtstemperatur bei der Venus eigentlich bei +50 Grad - tatsächlich kommt sie auf Temperaturen von bis zu knapp 500 Grad und ihre Durchschnittstemperatur liegt bei 470 Grad. Das liegt an dem starken Treibhauseffekt, der dort herrscht! Auch bei der Erde sorgt der natürliche Treibhauseffekt für unsere angenehmen Temperaturen. Weil die Atmosphäre die Infrarot-Strahlung nicht einfach wieder ins All zurück gibt, sondern von den Treibhausgasen, wie etwa Wasserdampf zurück gehalten wird. Bei der Venus ist die Atmosphäre wesentlich dichter, weswegen auch der Treibhauseffekt deutlich stärker ist.
Der Mars wiederum hat so gut wie keine Atmosphäre. Seine Gleichgewichtstemperatur liegt bei -57 Grad und weil er so gut wie keine Atmosphäre hat und daher auch so gut wie keinen Treibhauseffekt, der den Planeten weiter aufheizen könnte, liegt seine Oberflächentemperatur auch nur bei -53 Grad.
Dem Mars fehlt aber noch etwas wesentliches - nämlich ein starkes Magnetfeld. Dadurch ist ihm nämlich die Atmosphäre auch abhanden gekommen, die er früher mal hatte.
Warum ist das Magentfeld wichtig?
Die Erde hat aufgrund ihres Eisenkerns im Zentrum und den Bewegungen des flüssigen Eisens um den festen Kern, das ein elekktrisches Feld erzeugt, ein starkes Magnetfeld. Das schützt uns vor den geladenen Teilchen des Sonnenwindes und der kosmischen Strahlung, das noch im Weltall auf unser Magentfeld trifft. Ohne Magnetfeld würde auch die Erde, so wie der Mars, ihre Atmosphäre im Laufe der Zeit verlieren.
Damit ein Planet lebensfreundlich wird, braucht es auch Dinge, die auf den ersten Blick nicht so offensichtlich sind: denn Vulkanismus und Plattentektonik haben einen nicht unerheblichen Einfluss auf die Bewohnbarkeit eines Planeten.
Will man also etwas über die Bedingungen eines Planeten wissen, sollte man über seine Atmosphäre, dem Magnetfeld und im besten Fall auch noch etwas über seine Plattentektonik herausfinden.
Hier stellt sich die Frage, wie wir zu diesen Informationen gelangen.
Methoden und Techniken
Bevor wir zu den Techniken schreiten, soll an dieser Stelle kurz erklärt werden, was mit “erdähnlich” gemeint ist: In der Astronomie ist ein “erdähnlicher” oder “terrestrial planet” einfach nur ein Himmelskörper der, so wie die Erde, aus Gestein besteht; mit einem Metallkern und einer festen Oberfläche. Mars, Venus und Merkur sind also erdähnliche Planeten; in Abgrenzung zu den Gasriesen, wie Jupiter und Saturn. Erdähnlich heißt nicht, dass auf einem Planeten Bedingungen wie auf der Erde herrschen.
Es wurden schon diverse erdähnliche Planeten bei anderen Sternen entdeckt, aber noch keine zweite Erde.
Dazu schauen wir uns jetzt die Beobachtungsmethoden an:
Radialgeschwindigkeit
Der erste Exoplanet wurde mit der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckt: 51 Peg b. Dabei kreisen Stern und Planet um den gemeinsamen Massenschwerpunkt. D.h. der Planet bringt den Stern zum Wackeln, und zwar umso mehr, je näher er dem Stern ist und je mehr Masse der Planet hat. Beim Wackeln kommt der Stern mal auf uns zu und mal von uns weg. Das führt zu einer Verschiebung der Lichtwellen, die man messen kann (Dopplereffekt). Mit dieser Methode kann man die Masse eines Planeten bestimmen, aber nicht seine Größe.
Transitmethode
Seit den 2010er Jahren die erfolgreichste Methode bei der Exoplanetenentdeckung. Wenn ein Planet genau in Sichtlinie vor dem Stern vorbeizieht, blockiert er ein bisschen von dessen Licht. Der Stern wird also in periodischen Abständen ein wenig dunkler. Daraus kann man die Größe ableiten, aber nicht die Masse.
Beide Methode erlauben es, den Abstand zum Stern zu bestimmen, aber man braucht beide, wenn man Größe und Masse und damit die Dichte genau haben will.
Diese Methoden sind alle indirekt, denn direkt das Licht von einem Exoplaneten zu sehen ist enorm schwierig und bis jetzt nur in einer Handvoll Fällen gelungen.
Direkte Beobachtung ist aber enorm wichtig, wenn man wissen will, ob man es wirklich mit einer zweiten Erde zu tun hat. Denn wenn man das Licht, das ein Planet reflektiert, direkt im Teleskop auffangen kann, kann man mittels Spektroskopie herausfinden, wie die Atmosphäre zusammengesetzt ist, welche Temperatur dort herrscht, usw.
Transmissionsspektroskopie
Wenn ein Planet vor seinem Stern vorüberzieht (von uns aus gesehen), gibt es einen kurzen Moment, wo das Sternenlicht durch die Planetenatmosphäre leuchtet. Wenn wir den erwischen, können daraus auch Informationen über die Zusammensetzung der Atmosphäre ableiten.
Die Zukunft: ELT und JWST
Bisherige Entdeckungen unterliegen einem gewissen Auswahleffekt, weil wir nur in der Lage sind/waren bestimmte Planeten, wie jupiterähnliche, die groß und nah am Stern sind, zu entdecken.
Das James Webb Space Telescope (JWST) und das bald fertig gestellte ELT (Extremely Large Telescope) der ESO (und andere geplante Großteleskope auf der Erde und im All) werden in der Lage sein, Exoplaneten (in der näheren Umgebung) direkt zu beobachten.
Das JWST hat schon gezeigt, dass es dazu in der Lage ist und hat CO2 in der Atmosphäre von WASP-39b gemessen. Hierbei handelt es sich allerdings um einen Gasriesen und keine zweite Erde.
Ihr könnt alles darüber auf der Seite der NASA lesen.
Das ist alles erst der Anfang: in Zukunft wird das JWST solche Beobachtungen auch bei kleineren Planeten machen; bei erdähnlichen Planeten und vielleicht sogar bei solchen, die in der habitablen Zone sind.
Biomarker
Wirklich spannend wird es, wenn wir so genannte “Biomarker”, wie etwa Sauerstoff, finden. Sauerstoff gibt es auf der Erde nur, weil hier Leben existiert. Es würde schnell in der Atmosphäre abgebaut, wenn es die Lebewesen (Pflanzen, Algen) nicht immer nachproduzieren würden.
Biomarker sind zwar kein Beweis für Leben, denn Sauerstoff, Methan etc. können auch rein durch chemisch-geologische Prozesse erzeugt werden. Aber sie wären ein sehr guter Hinweis. Leider sind sie schwer zu messen. Selbst wenn die Planeten ganz in der Nähe sind, wie wir an der Venus erst wieder fest stellen mussten, als 2020 verkündet wurde, dort Phosphin (PH3) entdeckt zu haben. Das kommt auf der Erde so gut wie gar nicht vor, wird aber von Mikrooganismen erzeugt. Also hat man geschlußfolgert, dass in der Atmosphäre der Venus ebenfalls solche Mikroorganismen leben könnten. Später hat sich dann herausgestellt, dass es sich höchstwahrscheinlich um einen Messfehler handelte. Und wenn es schon bei unserem Nachbarplaneten so schwer ist, Biomarker zu messen, dann ist es bei Exoplaneten noch viel schwerer.
Verabschiedung
Zum Schluß gibt es noch einen Filmtipp, bei dem man einem Plantenbauer bei seiner Arbeit zusehen kann.
Weiterführende Links zum Thema:
Infoseite der NASA zur habitablen Zone.
Über Leben auf der Venus hat der Astronom Florian Freistetter in seinem Blog hier und hier berichtet.
Im Podcast des Quantamagazine geht man der Frage nach: will the James Webb Space Telescope reveal another Earth?"
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October 27, 2022 CL005 - Exoplaneten und ihre Besonderheiten
Die Episode über Exoplaneten, ihre Geschichte, Entdeckungsmethoden und ihre Diversität
CL005 – Exoplaneten und ihre Besonderheiten
Die Episode über Exoplaneten, ihre Geschichte, Entdeckungsmethoden und ihre Diversität
In dieser Folge widmen wir uns dem aktuellen Thema der Exoplaneten. Teresa gibt einen kurzen geschichtlichen Überblick und erzählt dann etwas über die verschiedenen Entdeckungsmethoden. Am Ende quatschen die Beiden über verschiedene spannendende und verrückte Welten, die es da draußen gibt, nicht zu vergessen, den Exoplanet Poltergeist.
Einleitung und Begrüßung
Bei einer Tasse Tee unterhalten sich Eva und Teresa diesmal über das Thema Exoplaneten. Die letzte Folge über die Titius-Bode Reihe hat die Beiden inspiriert, sich näher mit Planeten in anderen Sternsystemen zu beschäftigen. Teresa hat bereits etwas Erfahrung mit Exoplaneten, da sie vor einem Jahr eine Vorlesung und Übung zu Exoplaneten, wo sie unter anderem über die Beobachtung von Exoplaneten, das auch Hobbyastronomen bereits machen können, lernte. Dieses Jahr besucht sie auch wieder eine Vorlesung zu Planeten und Exoplaneten. Dabei wird sie etwas über die Planetenentstehung, die Architektur und Stabilität der Planetensysteme, deren Atmosphären, Habitabilität, Beobachtungsmethoden und Instrumente, mit denen man Planeten und Exoplaneten beobachten kann, lernen.
Unser Sonnensystem
Beginnen wir bei unserem Sonnensystem. In unserem Sonnensystem gibt es acht Planeten, nämlich Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun. Davon sind die innersten vier Gesteinsplaneten und die äußeren vier Planeten Gasplaneten.
Was ist ein Exoplanet?
Unter einem Exoplaneten versteht man einen Planeten außerhalb unseres Sonnensystems, also Planeten, die nicht um unsere Sonne kreisen. Die Meisten kreisen um andere Sterne, aber manche irren ohne Stern im Weltraum zwischen den Sternen herum. Diese kreisen ohne Stern um das galaktische Zentrum und haben die unterschiedlichsten Namen, zum Beispiel Vagabunden oder freifliegender Planet, Einzelgänger-Planet, Waisenplanet oder Planemo (planetary mass object), oder im Englischen free-floating planet, interstellar, nomad, orphan, sunless, starless, unbound or wandering planet. Diese Planeten wurden wahrscheinlich aus dem Planetensystem in dem sie entstanden sind, herausgeschleudert oder sie waren nie an einen Stern oder Braunen Zwerg gebunden.
Kurzer geschichtlicher Exkurs zur Exoplanetenentdeckung
Im Jänner 1992 wurden die ersten Exoplaneten (zwei Planeten mit mindestens 3,4 und 2,8 Erdmassen) von Aleksander Wolszczan und Dale Frail um einen Pulsar und weißen Zwerg im Sternbild Virgo entdeckt. Ein Pulsar ist ein kollabierter Überrest eines explodierten massiven Sterns, der die Planeten konstant mit Strahlung bombardiert, weshalb es sehr unwahrscheinlich ist, dass dort Leben entsteht. Ein weißer Zwerg ist der Überrest eines kleineren Sterns.
Im Jahr 1995 wurde dann der erste Exoplanet um einen Hauptreihenstern von Didier Queloz und Michel Mayor gefunden. Die beiden haben dafür im Jahr 2019 auch den Nobelpreis erhalten. Der Planet, mit dem Namen 51 Pegasi b, hat halb so viel Masse wie Jupiter, ist damit aber noch schwerer als Saturn. Zum Vergleich, Jupiter hat 318 Erdmassen. Der Planet umkreist den Stern 51 Pegasi in einer sehr geringen Distanz von nur 0,05 Astronomischen Einheiten (AE, Abstand Sonne-Erde), was weit innerhalb der Merkurbahn liegt. Dort kann er aber nicht entstanden sein, er ist vermutlich weiter weg vom Stern geboren und ist dann nach innen migriert. Durch seine nahe Distanz zum Stern hat er eine Periode von nur 4,23 Tagen, was bedeutet, dass ein Jahr dort innerhalb von ca. 4 Tagen schon vorbei ist, weil der Planet dann einmal die Sonne umrundet hat. Wären wir also auf diesem Planeten, dann wären wir jetzt alle schon sehr alt. Diese Klasse von Planeten, also ein Gasplanet, der sich so nahe zum Stern befindet, wird Hot Jupiter (deutsch: heißer Jupiter) genannt. Dieser Fund stand im Widerspruch zur damaligen Zeit gültigen Annahme, andere Planetensysteme seien ebenso aufgebaut wie unser Sonnensystem, was bedeutet, dass sich die Gesteinsplaneten innen, in der Nähe des Sternes befinden und Gasriesen außen.
Was lernte man also aus dieser Entdeckung? Planeten entstehen nicht dort, wo wir sie entdecken, sondern migrieren. In der protoplanetaren Scheibe ist eine Distanz von 0,04 AE nicht massiv genug, um einen Jupiter großen Planeten zu formen.
Der Planet ist viel weiter draußen entstanden und ist im Entstehungsprozess nach Innen migriert. Es ist nicht möglich, dass er so nahe am Stern entstanden ist.
Kurzer Exkurs zur Benennung von Exoplaneten
Die meisten Exoplaneten haben Bezeichnungen, die oft aus langen Nummern bestehen und nur wenige haben Namen, wie die Planeten in unserem Sonnensystem. Der erste Teil des Namens verrät etwas über das Teleskop oder die Studie, die ihn entdeckt hat. Die Nummer danach ist die Reihenfolge, nach der die Sterne nach der Position katalogisiert wurden. Die Kleinbuchstaben am Ende stehen für Planet, in der Reihe, in der die Planeten eines Systems entdeckt wurden. Der erste entdeckte Exoplanet hat am Ende b (z.B. 51 Pegasi b), die darauffolgende Entdeckung wird dann c, d, e, f,… benannt. Wenn zwei Planeten gleichzeitig entdeckt werden, dann wird der Planet, der sich näher am Stern befindet mit b und der Planet, der weiter draußen ist mit c, etc bezeichnet. Somit gibt es manchmal sehr bunte Systeme mit Planeten zum Beispiel in folgender Reihenfolge: e, c, d, b oder ähnlich. Großbuchstaben am Ende einer Benennung stehen dann für den Stern, beginnend mit A, dann B oder C, je nachdem wie viele Sterne es in dem System gibt.
Bsp: Kepler-16b: Kepler ist der Name des Teleskopes, welches das System als erstes beobachtet hat, 16 ist die Reihenfolge in der der Stern katalogisiert wurde und b ist der nächste Planet zum Stern. Würde man in unserem Sonnensystem die Erde nach diesem Schema benennen, so würde sie Sonne d heißen.
Zurück zur Geschichte der Exoplaneten
Seit der ersten Entdeckung stieg die Anzal der entdeckten Exoplaneten exponentiell, vor allem mit dem Launch des Kepler Space Teleskopes, dessen Mission es war, Hunderte von Exoplaneten zu entdecken. Es operierte bis von 2009 bis 2018 und es wurden mehr als 2800 Exoplaneten Kandidaten identifiziert und mehr als 2600 bestätigt.
Andere Weltraummissionen, wie das Spitzer Space Teleskop (2013-2020) wurden zwar anfangs nicht für den Zweck Exoplaneten zu finden gebaut, jedoch erwiesen sich die Infrarot Instrumente als ausgezeichnete Exoplanetenentdecker. Es wurde zum Beispiel das Trappist-1 System entdeckt, welches erdähnliche Planeten beherbergt.
2018 wurde TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) als Nachfolger von Kepler gestartet und hat weiter zur Exoplanetenentdeckung beigetragen. In Zukunft werden das JWST (James Webb Space Telescope) und das zukünftige Nancy Grace Roman Space Telescope sicher noch viele tolle Entdeckungen über Exoplaneten mit sich bringen.
Es gibt von der NASA eine tolle Timeline über die Geschichte der Exoplaneten
Zur Geschichte der Exoplaneten gibt es ein tolles Video von Acapella Science, Trudbol, SamRobson, Gia Mora. Das müsst ihr euch unbedingt ansehen:
Whole New Worlds: An Aladdin History of Exoplanets
Aktuelle Daten und Fakten
Aktuell gibt es über 5000 bestätigte Exoplaneten und fast 9000 potentielle Kandidaten, die jedoch noch weitere Beobachtungen benötigen, um bestätigt zu werden . Weiters gibt es über 3870 Planetensysteme.
Um einen Exoplaneten zu entdecken benötigt es oft jahrelange Beobachtungen, um mit Sicherheit zu sagen, dass es ein Exoplanet ist, und man andere Phänomene ausschließen kann.
Methoden
Zur Erforschung von Exoplaneten werden Teleskope auf der Erde und im All verwendet. Es ist jedoch gar nicht so einfach einen Exoplaneten zu entdecken. Er ist weit weg und wesentlich kleiner und leuchtschwächer als sein Heimatstern, der ihn deshalb oft überstrahlt. Daher haben sich die Wissenschaftler einige kluge Beobachtungsstrategien überlegt.
Transitmethode: Die Transitmethode ist eine indirekte Methode, wo die Abdunkelung des Sterns durch den Planeten gemessen. Wenn ein Planet in Sichtrichtung zwischen Beobachter und seinem Heimatsstern vorbeizieht, dann wird ein Teil des Sternenlichts vom Planeten abgeblockt und der Stern erscheint dunkler als zuvor. Obwohl dieser Effekt oft nur sehr gering ist, ist er ausreichend, um einen Planeten um einen anderen Stern zu entdecken. Es ist die Methode mit der in der Astronomie die Meisten Exoplaneten entdeckt und bestätigt wurden.
Radialgeschwindigkeitsmethode: Bei der Radialgeschwindigkeitsmethode haltet man Ausschau nach einem kleinen Wackeln. Die umkreisenden Planeten verursachen ein kleines “Wackeln” des Sterns, da der Massenmittelpunkt des Systems nicht immer im Inneren des Sterns liegt, sondern zwischen Stern und Planet liegen kann. Durch diese Tanzbewegung wird die Wellenlänge des Sternenlichts, welches bei uns ankommt, verändert: Bewegt sich der Stern von uns weg, wird das Licht rot verschoben, bewegt er sich auf uns zu, blau. Dieser Effekt wird auch Dopplerverschiebung genannt, und man kann anschließend das verschobene Spektrum am Computer analysieren.
Direct Imaging: In seltenen Fällen lassen sich Planeten direkt durch das Teleskop beobachten, so wie die Planeten unseres Sonnensystems. Dabei wird das Licht des Heimatsternes abgedeckt, um den Planeten besser zu erkennen. Es reicht jedoch nicht einfach nur ein Bild zu machen, sondern man muss das System eine Zeit beobachten, um zu sehen, ob es sich wirklich um einen Exoplaneten handelt. Bisher hat man jedoch nur eine Handvoll Planeten mit dieser Methode entdeckt, da es äußerst schwierig ist, einen Exoplaneten mit dieser Methode zu entdecken. Diese Planeten sind meist junge Gasplaneten, die sich weit entfernt vom Stern befinden und durch ihr junges Alter noch wärmer sind und im Infraroten Licht strahlen.
2008 wurde das erste Mal ein Planet mit dieser Methode entdeckt. Dieser Planet hat ca. zwei Mal die Jupitermasse und eine Aufnahme war nur möglich, da sich der Planet so weit vom Stern entfernt, bei 115 AE befindet. Dabei wurden jahrelange Beobachtungsdaten gesammelt und im Jahr 2015 wurde er dann als Planet bestätigt.
Mikrolinseneffekt: Normalerweise kommen für Gravitationslinsen nur sehr massereiche Objekte wie Galaxien in Frage, jedoch gibt es bei Planeten einen so genannten Mikrolinseneffekt. Dabei wird das Licht eines weit entfernten Sterns von seinem Planeten gravitativ gebeugt. Wenn der Planet zwischen dem Stern und der Erde vorbeizieht, verhält er sich wie eine herkömmliche Glaslinse und bündelt aufgrund seiner Gravitation das Licht des Sterns zur Erde. Es entstehen dadurch in der Lichtkurve charakteristische Spikes, welche auf diesen Effekt zurückzuführen sind. Hier ein Video, das den gravitativen Mikrolinseneffekt beschreibt.
Follow-up Beobachtungen sind mit der Methode sehr schwierig, da man das nur in dem Moment sieht, dann ist das System jedoch außerhalb der Gravitationslinse und kann nicht mehr beobachtet werden.
Astrometrie: Hierbei kann man winzig kleine Bewegungen des Sterns dazu verwenden, um Planeten nachzuweisen. Der Orbit des Planeten verursacht ein kleines Wackeln beim Stern in Relation zu nahen Sternen am Himmel, wodurch dieser seien Position verändert. Dazu muss man jedoch sehr genau messen, und die genaue Position des Exoplaneten kennen und ist daher für andere Beobachtungen wichtiger.
Am Besten ist es, wenn man mehrere Methoden gleichzeitig verwendet, und sich nicht nur auf eine verlässt. Dadurch können wir einiges über das Exoplanetensystem lernen, ohne sie jemals direkt beobachtet zu haben. Die Techniken, mit denen die meisten Exoplaneten gefunden wurden, sind die Transitmethode und die Radialgeschwindigkeitsmethode.
Hier eine Grafik vom NASA Exoplaneten Archiv, welches durch das California Institute of Technology betrieben wird, unter Vertrag mit den National Aeronautics und Space Administration under the Exoplanet Exploration Program, über die Häufigkeit, mit der die Exoplaneten mit einer der Methoden entdeckt wurden.
Hier gibt’s ein tolles Video zu der Abbildung drüber, wo gezeigt wird, wann Exoplaneten mit einer bestimmten Methode entdeckt wurden.
Welche System-Parameter lassen sich mit den genannten Methoden bestimmen?
Oft können wir die Größe, Masse und Distanz vom Planeten zum Stern bestimmen. Dadurch kann man wiederum auf andere Parameter schließen, z.B. auf die Temperatur, also wie heiß oder kalt es auf dem Planeten ist. Weiters kann man auch die Atmosphäre und deren Zusammensetzung beobachten.
Artenvielfalt an Exoplaneten
Aus diesen vielen Messungen kristallisieren sich verschiedene Arten von Exoplaneten heraus: sie reichen von erdähnlichen Gesteinsplaneten wie die Erde oder Venus bis hin zu gasreichen Planeten wie Jupiter und Saturn. Sie variieren jedoch nicht nur in Masse, Größe und Bahnabstand enorm, sie haben auch oft unterschiedliche Atmosphären, Drücke und chemische Zusammensetzungen.
Exoplaneten bestehen im Grunde aus ähnlichen Elementen wie die Planeten in unserem Sonnensystem, aber es ist ganz unterschiedlich was sich dann daraus gebildet hat. Manche Welten sind von Wasser oder Eis dominiert und bestehen aus tiefen Ozeanen, andere wiederum aus Eisen oder Kohlenstoff. Je nach Atmosphäre und Eigenschaften regnet es möglicherweise Silikate bzw. Glas, flüssiges Methan oder andere chemische Verbindungen. Es wurden Lavawelten entdeckt, die von geschmolzenen Meeren bedeckt sind, und Planeten, welche durch die Gravitation der Sonne eiförmig geworden sind. Es gibt sogar puffy Planeten mit der Dichte von Styropor.
Auf der NASA Website gibt es das Exoplaneten Reisebüro, wo man zu den einzelnen Exoplaneten hinfliegen kann. Man kann sich die Bilder auch runterladen und ausdrucken. Es ist so aufgebaut, dass man eine Reise zu einem der Exoplaneten buchen kann und dann fliegt man dorthin. Da kann man die Exotik und den Unterschied zu Sonnensystem und seinen Planeten erkennen. Man sieht wie weit der Planet vom Stern entfernt ist und es gibt auch immer einen kurzen Steckbrief zu den Planeten.
Hier ein paar Beispiele zu Exoplaneten: Kepler 90 besitzt stolze acht Planeten, also so viel, wie in unserem Sonnensystem (Hier ein Vergleich der beiden Systeme). Im Podcast ist hier ein Fehler unterlaufen, es sind nicht sieben, sondern acht Planeten im System Kepler 90.
CoRoT 7b, der Höllenplanet, wird so bezeichnet, da er durch seine nahe Distanz zum Stern (~4 Sternradien) eine Temperatur von über 2000 Kelvin auf seiner Tagesseite aufweist. Das ist so heiß, dass bereits Silikate und Metalle zu schmelzen beginnen und sich ein Ozean aus Lava bildet. Das bekannte Trappist 1 System ist Zuhause von einigen erdähnlichen Planeten.
Man sieht, es gibt eine große Vielfalt an Exoplaneten und kaum welche sind wie unsere Erde. Manche liegen sehr nahe bei ihrem Heimatstern, sodass eine Umkreisung und somit ein Jahr nur wenige Tage dauert, andere wiederum sehr weit weg. Wieder andere umkreisen mehrere Sterne, z.B. in einem Doppelsternsystem, oder tote Sterne wie z.B. Pulsare oder schwarze Löcher. Diese könnten eine der ältesten Planeten in unserer Galaxie sein.
Aufgrund dieser enormen Vielfalt werden Exoplaneten prinzipiell in folgende Überkategorien, angelehnt an die Beschaffenheiten unserer eigenen Planeten im Sonnensystem, eingeteilt:
Gasriesen, Neptun-ähnliche Planeten, Supererden und terrestrische Planeten. Diese unterscheiden sich im Inneren Aufbau und in der äußeren Erscheinung, je nach ihrer Zusammensetzung.
Gasriesen: Das sind große Planeten in der Größe von Jupiter oder Saturn, die hauptsächlich aus Gas bestehen. Da fällt auch die Klasse der Hot-Jupiters darunter, welche sehr nahe um den Stern kreisen und sehr hohe Oberflächentemperaturen aufgrund ihrer Nähe haben. Bsp: Kepler-16 b
Neptun-ähnliche Planeten: Das sind Gasplaneten mit der ungefähren Größe von Neptun und Uranus mit Wasserstoff oder Helium dominierten Atmosphären und einem Gesteinskern. Mini-Neptune sind eine Untergruppe und sie haben eine Größe zwischen Erde und Neptun. Bsp: OGLE-2005-BLG-390L b
Supererden: Das sind potentielle Gesteinsplaneten, jedoch sind sie größer und massereicher als unsere Erde, aber leichter als Neptun. Dabei können sie Atmosphären haben, müssen es aber nicht. Bsp: Kepler-186 f
Terrestrische Planeten: Das sind Gesteinsplaneten in der Größenordnung der Erde oder kleiner, die meist aus Gestein, Silikaten, Wasser oder Kohle bestehen. Manche haben Ozeane oder Atmosphären und andere mögliche Zeichen von Bedingungen für Leben. Bsp: Trappist-1-e
Poltergeist
Zum Abschluss möchte ich noch kurz über Poltergeist erzählen. Poltergeist, auch bekannt unter PST B1257+12c ist der Exoplanet, der von Aleksander Wolsczan im Jahr 1992 entdeckt wurde. Er umkreist einen Pulsar alle 66,54 Tage in einer Distanz von 0,36 AE. Dieser Planet hat eine geringe Masse (> 4xErdmasse) und man geht davon aus, dass es sich um einen terrestrischen Planeten handelt.
Zur Namensgebung gab es damals eine öffentliche Ausschreibung zur Benennung des Planeten, an der jeder teilnehmen konnte und der Name Poltergeist hat am Ende dann gewonnen. Es gibt eine Website, wo man mitmachen kann, wo es auch immer wieder Ausschreibungen gibt. Die aktuelle läuft noch bis November. Man kann frei einen Namen wählen, der am Besten kreativ ist, er muss begründet sein und ein Name aus der eigenen Sprache sein.
Wer genauer über diese Welt und seine Entdeckung Bescheid wissen will, es gibt eine Podcastfolge von Astrogeo über Poltergeist.
Fazit
Jeden Tag ändert sich die Zahl der bestätigten Exoplaneten. Exoplaneten sind ein brandaktuelles Thema und mit JWST bleibt es spannend und wir werden sicher viel Neues über Exoplaneten entdecken.
Wenn man bedenkt, dass man bisher nur Exoplaneten in einem kleinen Ausschnitt der Milchstraße entdeckt hat, dann wird man mit steigender Auflösung der Teleskope in den nächsten Jahrzehnten noch etliche Entdeckungen machen und unzählige Welten warten noch darauf, entdeckt zu werden.
Weiterführende Links
Auf der NASA Website über Exoplaneten erfährt ihr alle wichtigen Informationen über Exoplaneten.
What is an Exoplanet?
Planet-types
Ein Überblick über verschiedene Alien-Welten
Posters über verschiedene Planeten
Es gibt auch zwei bekannte Archive, die Daten über Exoplaneten sammeln. Dabei kann man die Kataloge nach den verschiedenen Exoplaneten durchsuchen, es werden aber auch Diagramme gezeigt, in denen man die verschiedensten Daten, wie beispielsweise Masse und die Umlaufperiode gegeneinander plotten kann (siehe hier oder hier)
NASA Exoplanet Archive
Exoplanet.eu
Tolle Videos (von NASA/Caltech)
What is an Exoplanet?
Exoplents Overview
NASA’s Exoplanet Superheroes: About some space instruments: Hubble, Chandra, Spitzer, JWST
5,000 Exoplanets: Listen tot he Sounds of Discovery (NASA Data Sonification)
Exoplanets: Weird, Wondrous Worlds
Exoplanet Types: Worlds Beyond Our Solar System
Exoplanet History
Ein Video über alle Kepler Multi-Planetensysteme, die Kepler Orrery V
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September 29, 2022CL004 - Die Titius-Bode-Reihe und die Vorhersage neuer Planeten
Die Episode über die Titius-Bode-Reihe und ihre Bedeutung bei der Suche nach unentdeckten Planeten
CL 004 - Über die Titius-Bode-Reihe und die Vorhersage von Planeten
Die Episode über die Titius-Bode-Reihe und ihren Einfluss auf die Entdeckung neuer Planeten
Die Sommerferien sind vorbei und das aktuelle Vorlesungsverzeichnis der Uni bringt einen alten Bekannten aus dem ersten Semester wieder: Die Titius-Bode-Reihe ist zurück! Was das genau ist und warum sie heute noch interessant bei der Vorhersage von Exoplaneten ist, besprechen Eva und Teresa in dieser Episode.
Begrüßung
Da die Sommerferien so gut wie vorüber sind, unterhalten sich Eva und Teresa über das kommende Semester und welche interessanten Seminare sie im aktuellen Vorlesungsverzeichnis gefunden haben. Und erleben dabei einen Flashback zurück ins erste Semester ihres Studiums!
Zudem erkundigt sich Eva über das Master-Studium in Astronomie bei Teresa – da sie ihr hier schon voraus ist. Dabei erzählt Teresa von einer Vorlesung über Exoplaneten, was Eva aufgreift, um auf ein Seminar an der Universität Wien hinzuweisen, das sich über Sinn und Unsinn der Tititus-Bode-Reihe (TBR) befasst.
Das nimmt Eva auch gleich als Anlass sich die TBR genauer anzusehen. Denn was verbirgt sich eigentlich dahinter? Sie erklärt, was die Reihe beschreibt und zeigt, ob sie eine Bedeutung in der aktuellen Entdeckung von Exoplaneten, also Planeten außerhalb des Sonnensystems, hat.
Die Titius-Bode-Reihe
Die Titius-Bode-Reihe beschreibt eine numerische Beziehung der Abstände der Planeten zur Sonne anhand ihrer Reihenfolge im Sonnensystem und ist empirisch abgeleitet. Benannt ist sie nach Johann Daniel Titius (1729-1796), der sie erstmal beschrieb, und Johann Elert Bode (1747-1826), der sie bekannt machte.
Der Gedanke dabei war, dass die Abstände der Planeten, in Form ihrer mittleren Bahnradien, in einer mathematischen Formel abgebildet werden können - und somit einer gewissen Gesetzmäßigkeit folgen. So entstand folgende geometrische Folge:
Rn = 4 + 3 ⋅ 2n
Der Exponent n steht für den Index der Folge und beginnt bei Merkur, dem innersten Planeten, mit −∞, gefolgt von Venus mit n= 0, die Erde mit n=1, Mars mit n= 2, usw.
Daraus ergeben sich von Merkur bis Saturn die zugehörigen Glieder der Folge 4, 7, 10, 16, 28, 52, 100. Der Erde wird somit der mittlere Bahnradius mit der Zahl 10 zugeordnet. Wichtig ist an dieser Stelle zu erwähnen, dass es sich hier um relative Entfernungen der Planeten zur Sonne handelt, da die absoluten Entfernungen damals noch nicht bekannt waren.
Die ursprüngliche Form der TBR wurde allerdings modifiziert. In der modernen Form wurde noch durch zehn dividiert, dann ergibt sich nämlich der Abstand der Planeten in Astronomischen Einheiten (AE):
a[AE]= 0,4 + 0,3 ⋅ 2n mit n = -∞, 0,1,2,3, …
(1 AE ist der mittlere Abstand Erde-Sonne, was ca. 150 Millionen km sind oder genau 149 597 870 km; das ist 3733 mal der Erdumfang)
Damit ergibt sich für die Erde der Wert 1, also genau der Distanz zwischen Erde und Sonne. Für den Mars, als weiteres Beispiel, kommt die Reihe auf den Wert 1,6. Die tatsächliche gemessene Entfernung liegt bei 1,56 AE, woraus sich eine Abweichung von 5,26% ergibt.
Tatsächlich weicht die TBR bei den inneren Planeten des Sonnensystems nur um ein paar Prozent ab. Jedoch wird sie bei zunehmender Entfernung sehr ungenau und verliert jede Gültigkeit. Letztlich entpuppte sie sich als Zahlenspielerei – hat jedoch in der Geschichte der Astronomie eine nicht geringe Bedeutung.
Zufall oder göttlicher Plan?
Ausgangspunkt war damals, etwa ab dem 18. Jahrhundert, die Frage nach einer “Architektur eines Planetensystems”. Wenn wir wissen, dass es bestimmte Bewegungsmuster der Planeten im Sonnensystem gibt, wie die annähernd kreisförmigen Umlaufbahnen, dass alle Planeten nahezu auf einer Ebene liegen und sie in derselben Richtung die Sonne umkreisen – dann lassen sich durchaus Gesetzmäßigkeiten erkennen. Der Gedanke, dass die Planeten dann ebenfalls nicht zufällig im Sonnensystem verteilt sind, sondern ihre Abstände einer bestimmten Struktur folgen, hatte schon der Astronom Johannes Kepler im Kopf.
Und er fand ja auch als Erster einen entsprechenden Zusammenhang: sein drittes Keplersches Gesetz erklärt, wie der Abstand eines Planeten von der Sonne mit seiner Umlaufzeit zusammenhängt. Aber damit wusste man immer noch nicht, warum die einzelnen Planeten genau die beobachteten Abstände hatten. War es nur Zufall? Oder steckte irgendein (göttlicher) Plan dahinter?
Keplers Ansätze zu einem "göttlichen" Bauplan überzeugten aber weniger, sondern wirkten konstruiert und auf die meisten anderen Astronomen eher esoterisch.
Ab dem 18. Jahrhundert stellten sich Astronomen zunehmend Fragen über die Zusammensetzung des Sonnensystems. Warum befanden sich die Planeten dort, wo sie eben sind? Allerdings wusste man damals noch recht wenig über die Planetenentstehung. Die Hoffnung bestand, dass über ihre Verteilung irgendwelche Regeln abgeleitet werden können.
Und 1766 meinte der Astronom Johann Daniel Titius von der Universität Wittenberg dann genau so ein Gesetz gefunden zu haben, das die Abstände der Planeten von der Sonne beschreibt.
Da er allerdings in astronomischen Fachkreisen nicht bekannt war, wurde seine Formel zunächst ignoriert. Das änderte sich erst als sie Johann Elert Bode, damals Direktor der Sternwarte in Berlin, veröffentlichte.
Sie passte mach damaligen Erkenntnissen auch ganz wunderbar - bis auf einen kleinen Makel: zwischen Mars und Jupiter müsste nach der Reihe eigentlich noch ein Planet sein. Man ging dann davon aus, dass man diesen Planeten einfach noch nicht gefunden hatte und eine große Suchaktion begann.
1800 wurde sogar eine “Himmelspolizey“ (die hieß tatsächlich so) gegründet. Übrigens von einem österreichischen Astronomen, Franz Xaver von Zach, geführt.
Tatsächlich wurde nur ein Jahr später der gesuchte Planet gefunden - zwar nicht von der Himmelspolizey und auch eher durch Zufall fand der Italiener Giusepe Piazzi einen neuen Himmelskörper genau dort, wo durch die TBR noch ein Planet sein sollte. Der Kleinplanet (damals ein Planet) wurde später Ceres getauft und alle waren happy.
Das Ende der Tititus-Bode-Reihe
Ein Jahr später entdeckte Wilhelm Olbers jedoch einen zweiten (Klein) Planeten, ebenfalls zwischen Mars und Jupiter. Ihm wurde der Name Pallas gegeben. Und als wäre das noch nicht genug, folgten noch weitere Entdeckungen wie Juno und Vesta und auf einmal hatte man da irgendwie zu viele Planeten, was etwas irritierte. Zudem hatte in der Zwischenzeit Wilhelm Herschel auch noch Uranus entdeckt, der zwar nicht ganz aber irgendwie doch gerade noch in die Reihe passte. Allerdings merkte Herschel bereits an, dass die neu entdeckten Planeten doch etwas klein waren. In seinem Teleskop hatte er statt den hellen Scheibchen, die man bei Planeten sehen müsste, nur kleine Lichtpünktchen gesehen.
Das endgültige Ende der Titius-Bode-Reihe kam dann 1846 mit der Entdeckung von Neptun. Der von Johann Galle in Berlin entdeckte Planet passte nun überhaupt nicht mehr ins Schema: anstatt den vorhergesagten 388 Einheiten Abstand, befand er sich nur 300 Einheiten von der Sonne entfernt.
In den nächsten Jahren fand man immer mehr derartige „Planeten“, sodass Alexander von Humboldt 1851 vorschlug, nur die “großen Acht”, also Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun als Planeten zu bezeichnen.
Die restlichen Objekte wurden ab da als Asteroiden bezeichnet - was sich bis heute gehalten hat. Und die Region zwischen Mars und Jupiter ist der heute bekannte Asteroidengürtel - mittlerweile kennen wir 600.000 Asteroiden, die sich dort zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter herumtreiben.
Aber zurück zur TBR, die sich also als Zahlenspielerei herausstellte und keinen physikalischen Hintergrund hat. Sie hat nur deshalb “funktioniert”, weil Titius die Parameter entsprechend hingebogen und einige Ungenauigkeiten ignoriert hatte. Er tat das, was man gemeinhin als „fitten“ (Kurvenanpassung) kennt – also eine mathematische Modellfunktion an bestimmte Datenpunkte anzupassen. So gesehen, kann man fast immer eine Gleichung oder ein Modell finden, dass dem Datensatz entspricht – daraus aber eine allgemeingültige Formel abzuleiten ist nicht zulässig.
Auch wenn die „Himmelspolizey“ erfolglos war, so hatte man dennoch einen neue Klasse von Himmelskörpern entdeckt, nämlich die Asteroiden.
Auf der Suche nach Exoplaneten
Warum die Reihe für uns heute noch interessant ist und sich die Astronomie damit beschäftigt liegt wohl darin begründet, dass der Gedanke, dass die Abstände der Planeten im System irgendwelchen Regeln unterliegen, etwas sehr Verführerisches hat. Dann könnten wir Planeten in extrasolaren Systemen vorhersagen, wo wir ja meist nur einige wenige kennen. Genau darum machen sich auch heute noch immer WissenschaftlerInnen und ForscherInnen dazu Gedanken. Erst 2013 haben zwei australische Wissenschaftler, Timothy Bovaird und Charles H. Lineweaver von der Australian National University in Canberra, in ihrem Paper “Exoplanet Predictions Based on the Generalised Titius-Bode Relation” genau das versucht. Sie haben die TBR dabei nicht in der bekannten Form verwendet, sondern in einer allgemeineren Version:
an = a ⋅ Cn mit n= 1,2,3,…
Dabei ist an die große Halbachse des n-ten Planeten, also der mittlere Abstand des Planeten zum Stern. n ist die Nummer des Planeten im System; beispielsweise hätte bei uns dann Merkur die Nummer 0, Venus hätte n=1; die Erde n=2; und so weiter.
a (nicht mit a_n verwechseln – die Parameter wurden hier etwas unglücklich benannt!) und C auf der rechten Seite der Formel sind zwei Zahlen, die für jedes Planetensystem die Abstände bestimmen und genau die Parameter, die man herausfinden muss. Kennt man a und C dann kann man berechnen, wo sich ein Planet befinden müsste.
Sie haben dann die neue verallgemeinerte Reihe an 68 Exoplaneten Systemen getestet und insgesamt über 100 Planeten vorhergesagt. Was wurde aus der Studie? Hat man all die neuen Planeten gefunden? Eher nicht – sie wurde zwar ein paar mal zitiert; der große Durchbruch dürfte ausgeblieben sein. Dass es immer noch ein interessantes Forschungsfelds ist, zeigt aber das Suchergebnis in der ADS-Literarturdatenbank - v.a. in Hinblick auf die Vorhersage von Exoplaneten in multiplanetaren Systemen.
Hier zeigt sich zwar die immer noch bestehende Aktualität, aber zugleich stellt sich natürlich unweigerlich die Frage, wie zielführend das überhaupt sein kann. Denn wenn man bedenkt, dass die ursprüngliche TBR ja in unserem Sonnensystem nicht stimmt, wieso sollte es dann in einem anderen Systemen besser funktionieren? Können wir damit überhaupt extrasolare Planeten entdecken?
Über die Validität der Tititus-Bode-Reihe
Auf Nachfrage bei Prof. Dvorak, der das eingangs erwähnte Seminar an der Uni Wien im Wintersemester leiten wird, meinte dieser auch, dass seine persönliche Meinung ist, dass man verschiedene Zahlenreihen finden kann, die solche Gesetze vermuten lassen, die aber seines Erachtens willkürlich sind. Denn dahinter müsste ein physikalisches Gesetz stehen.
Der physikalische Hintergrund ist wohl einer der größten Knackpunkte bei der Geschichte. Denn ein wesentlicher Aspekt wird dabei nicht berücksichtigt, und zwar jener der Planetenentstehung. So kennen wir zwar noch nicht alle Details zur Planetenentstehung, wissen aber dass diese chaotisch abläuft – daher ist es fraglich, ob eine simple Regel der Planetenabstände existieren kann, wenn das, was diese Abstände erzeugt ein chaotischer Prozess ist. Warum sollten genau die Abstände der Planeten irgendwelchen Regeln folgen? Auch wenn es ein paar Faustregeln gibt, reichen diese wohl nicht für ein Gesetz, aus dem sich die Abstände festlegen lassen. Dazu gibt es zu viele Parameter, welche die Entstehung und letztlich auch ihre Abstände beeinflussen: Wie groß ist der ursprüngliche Nebel, aus dem alles entsteht? Wie stark leuchtet der Stern und wie stark ist sein Sternwind? Ist es ein Einzelstern oder Doppelstern-System?
Und dann gibt es auch noch planetare Migration: Denn die Planeten bleiben im Allgemeinen nicht dort, wo sie entstehen, sondern wandern durch das Sonnensystem, es kommt zu Kollisionen, Planeten werden wieder zerstört oder aus dem System geworfen. Dass sie sich dann nach dieser Dynamik wieder dort einfinden, wo sie laut einer simplen Formel sein sollten, ist dann eher unwahrscheinlich.
Und dann ist da noch die Sache mit den Asteroiden, die in der Reihe berücksichtigt wurden, damit sie passt. Aber der Asteroidengürtel ist kein Planet und an seiner Stelle war auch nie einer. Dafür ist dort einfach zu wenig Material. Tatsächlich konnte sich an dieser Stelle im Sonnensystem auch kein Planet entwickeln, weil der gravitative Einfluss von Jupiter das verhindert hat. Wäre der Jupiter kleiner, hätte sich dort vielleicht ein Planet bilden können. Das ist ein weiterer Punkt, den die Reihe vernachlässigt, nämlich die Masse. Wie anhand von Jupiter zu sehen ist, ist aber gerade dies ein wichtiger Parameter, denn die wechselseitigen gravitativen Störungen bestimmen sehr wohl, wo sich ein Planeten befinden kann und wo nicht. Will man also eine Gesetzmäßigkeit finden, müsste man auch die Massen der Planeten berücksichtigen.
Fazit
Natürlich wäre es toll, wenn man eine Vorhersage treffen könnte, wie Planetensysteme aussehen.
Für einen Satz von Datenpunkten lässt sich immer eine Interpolationsformel finden – allerdings ignoriert das den physikalischer Mechanismus, der eine bestimmte Reihe von Abständen der Planeten hervorruft - damit bleiben die Versuche, neue Formen der Titius-Bode-Reihe zu bestimmen, letztlich nur Zahlenspielereien. Die TBR liefert keine gesicherte Erklärung und hat auch keinerlei Bezug zu physikalischen Gesetzen. Daher sollte man bei diesen Reihen und Folgen stets skeptisch bleiben, da ihnen meist eine gewisse Willkür anhaftet.
Weiterführende Information
Die Titius-Bode-Reihe auf „ScienceBlogs.de“
Planetenvorhersage mit der TBR auf „ScienceBlogs.de
Die Titius-Bode-Reihe auf „Spektrum.de“
Ehemalige Planeten auf „ScienceBlogs.de“
„Krawumm: Ein Plädoyer für den Weltuntergang“ (Florian Freistetter, 2012)
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August 25, 2022 CL003 - Die Sonne in verschiedenen Wellenlängen
Die Episode über das gesamte Sonnenspektrum gemessen mit diversen (Weltraum-)Teleskopen
CL003 - Über die Sonne in verschiedenen Wellenlängen
Die Episode über das gesamte Sonnenspektrum gemessen mit diversen (Weltraum-)Teleskopen
Die Sonne strahlt nicht nur im optischen Wellenlängenbereich, den wir mit dem Auge sehen können, sondern auch in allen anderen Wellenlängen, wie Radio oder Ultraviolett. Doch was genau kann man in diesen Wellenlängen alles auf der Sonne beobachten? Diese Frage und weitere interessante Informationen werden Thema dieser Folge von "Cosmic Latte" sein.
Begrüßung
Eva und Teresa unterhalten sich über das neue James-Webb-Space-Telescope (JWST), das es in den letzten Wochen mit seinen tollen Bildern und Entdeckungen in die Nachrichten geschafft hat.
Das JWST ist ein Teleskop, das im infraroten Wellenlängenbereich operiert. Der infrarote Wellenlängenbereich macht aber nur einen kleinen Teil des gesamten elektromagnetischen Spektrums, also der Gesamtheit aller elektromagnetischer Wellen, aus. Dabei ist der für den Menschen sichtbare Anteil ein Teil des elektromagnetischen Spektrums, worauf unser Auge trainiert ist. Das Spektrum wird in verschiedene Bereiche unterteilt, von kleinsten Wellenlängen, der γ-Strahlung, bis zu den längsten Wellenlängen, den Radiowellen.
Die Sonne und das elektromagnetische Spektrum
In dieser Folge wollen wir uns auf das gesamte elektromagnetische Spektrum fokussieren und ansehen, welche Phänomene man auf der Sonne beobachten kann.
Die Sonne strahlt in allen Farben und Wellenlängen. Doch wie die Sonne genau in den verschiedenen Wellenlängen aussieht und welche Phänomene man da mit welchen Teleskopen beobachten kann, das werden wir uns genauer ansehen.
Radio
Die langwelligen Radiowellen haben eine Größe von sub-mm bis km und werden auf der Erde vor allem für Signalübertragung, Mobilfunk, Radio und TV verwendet. Diese Wellenlängen kann man gut von der Erde aus beobachten, da die Erdatmosphäre, bis auf ganz lange Wellenlängen, durchlässig ist, das heißt diese Wellen gelangen bis zum Boden und werden nicht von der Erdatmosphäre verschluckt.
Dieser Wellenlängenbereich mag fürs Erste mal langweilig klingen, doch man konnte genau mit diesen Wellenlängen mit Radioteleskopen ein Foto vom Schwarzen Loch in unserer Milchstraße aufnehmen. Das wurde vom Event Horizon Teleskop, kurz EHT, aufgenommen und basiert auf dem Funktionsprinzip der Very-Long-Baseline-Interferometrie (VLBI). Dabei werden mehrere große Radioteleskope verwendet und gleichzeitig der gleiche Bereich am Himmel beobachtet; anschließend wird das Signal zusammengefügt. Dieser Prozess ist jedoch gar nicht so einfach, und Effekte wie die Erdkrümmung müssen bei der Datenauswertung berücksichtigt werden. Dadurch erreicht man aber auch eine hohe räumliche Auflösung. Eines der größten Interferometrie Teleskope ist das eben erwähnte EHT, welches Teleskope auf der gesamten Erde verwendet. Es gibt aber auch noch einige andere, wie z.B. das European VLBI Network (EVN) oder in Amerika gibt es das Very Long Baseline Array (VLBA) oder das australische Long Baseline Array (LBA). Dadurch wird im Prinzip ein riesiges Teleskop erreicht, das so groß wie die Erde ist.
Neben diesen Teleskopen gibt es natürlich noch ganz viele weitere, wie das Low Frequency Array (LOFAR), das Atacama Large Millimeter Array (ALMA, auch Teil des EHT) und viele weitere.
In dieser Wellenlänge kann man neben thermischen auch nicht-thermische Prozesse beobachten, die in den äußersten Schichten der Sonne stattfinden. Auf der Sonne leuchten vor allem die Sonnenflecken, welche polarisierte Regionen sind, sehr hell und man hat dadurch vieles über magnetische Phänomene auf der Sonne gelernt.
Die Sonne ist aber auch nicht schön konstant, sondern durch die Magnetfelder etwas durchwachsen. Da der Energietransport in die Korona, der äußersten Schicht der Sonnenatmosphäre, durch das nicht-uniforme Magnetfeld kontrolliert ist, ist die Korona sehr ungleichmäßig.
Das Tolle an dieser Wellenlänge ist, dass man sie nicht nur Tag und Nacht beobachten kann, sondern auch bei Wolken, da die großen Wellenlängen durch diese nicht blockiert werden. Allerdings werden bestimmte Radiowellen, die man gerne beobachten möchte, auch oft vom Funkverkehr verwendet, wodurch diese die Beobachtung stören können.
Wer mehr über diese Wellenlänge lesen möchte, kann im Buch „An introduction to radio astronomy“ von Bernard F. Burke und Granham-Smith nachlesen.
Ein grundlegendes Paper über Sonnenbeobachtung im Radiobereich ist hier zu finden.
Ein Video über die Sonnenfinsternis 2017 mit vielen interessanten Informationen zur Sonnenbeobachtung.
Infrarot
Wenn wir nun von den langwelligen Radiowellen zur nächstkürzeren Wellenlänge gehen, dann kommen wir zu Infrarot (IR). Der infrarote Wellenlängenbereich reicht von 0.65-1000 Mikrometer und wird in den nahen, mittleren und fernen Infrarot Bereich unterteilt. Im Infraroten Wellenlängenbereich gibt es einige Fenster, in denen die Erdatmosphäre durchlässig ist und daher können auch Beobachtungen von der Erde aus gemacht werden, allerdings muss man da oft auf sehr trockene und hochgelegene Orte zurückgreifen, wie etwa die Atacama Wüste in Chile mit dem Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) oder Mauna Kea in Hawaii .
Weiters werden in diesem Wellenlängenbereich auch Beobachtungen von Flugzeugen (SOFIA, Lear Jet Observatory, Kuiper Airborne Observatory, ein interessanter Artikel dazu hier), Ballons, Raketen (Vorgänger der Satellitenobservatorien), oder auch Weltraumteleskopen (z.B. Spitzer, Herschel, WISE/ NEOWISE und natürlich das JWST) durchgeführt.
Im IR können wir thermische Strahlung, also Wärmestrahlung, sehen und sie wird nicht vom Staub verschluckt (absorbiert). Die Sonne wird in diesem Wellenlängenbereich nicht so viel beobachtet, wie in anderen Wellenlängen, wie z.B. im Visuellen. Sie ist aber für andere astrophysikalische Objekte sehr wichtig, wie für Galaxien und Sternentstehung oder um etwas über die Atmosphäre von Planeten herauszufinden.
Auf der Sonne können wir im IR magnetisch aktive Regionen erkennen. Es können Phänomene wie Sonnenflecken und Filamente, die eigentlich Protuberanzen sind und sich nur dadurch unterscheiden, dass sie vor der Sonnenscheibe stattfinden. Weiters sind Prominenzen und andere energetische Events zu sehen. Dadurch kann das magnetische Feld der Sonne bestimmt werden. Außerdem sind die verschiedenen Granulationsmuster erkennbar.
Für alle, die noch mehr über diese Wellenlänge erfahren wollen können hier den infraroten Teil des elektromagnetischen Spektrums genauer erkunden.
Hier ist ein Artikel von der NASA über die infrarote Strahlung.
Visuell
An den Infraroten Wellenlängenbereich schließt das rote Licht an und geht bis zum blauen Licht. Es ist jener Wellenlängenbereich, den wir mit dem Auge wahrnehmen und wo es die meisten Beobachtungen gibt. Die Sonne wird konstant von erdgebundenen Teleskopen, sowie vom Weltraum aus beobachtet. Es gibt einige Teleskope, die im Visuellen arbeiten. Dabei gibt es auch spezielle Teleskope, die lediglich die Sonne beobachten, da aufgrund ihrer Helligkeit besondere Techniken zum Einsatz kommen. Erdgebundene Sonnenteleskope sind zum Beispiel das DKIST (Daniel K. Inouye Solar Telescope, das größte erdgebundene Teleskop, das die Sonne beobachtet), das Vacuum Tower Telescope (VTT), das Swedish Solar Tower Telescope (SST), GREGOR oder das European Solar Telescope (EST). Im Weltall beobachtet z.B. Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) oder Solar Dynamics Observatory (SDO) die Sonne, unter anderem auch im Visuellen.
Auf der Sonnenoberfläche kann man Granulation und magnetische Phänomene, wie Sonnenflecken oder Flares sehen, wobei diese auch in anderen Wellenlängen zu sehen sind. Man kann neben der magnetischen Aktivität auch die Variabilität beobachten. Durch Beobachtungen im visuellen Bereich wird auch die Rotationsperiode bestimmt, was für weitere Beobachtungen in anderen Sternensystemen wichtig ist. Außerdem können stellare Parameter, wie die Effektivtemperatur oder die Metallizität bestimmt werden.
Auch der Carrington Event, von dem wir schon in der ersten Folge gesprochen haben, konnte im visuellen Wellenlängenbereich beobachtet werden. Durch den Carrington Event wurde das erste Mal der Zusammenhang zwischen einem Sonnensturm und dem Magnetfeld der Erde hergestellt.
Ultraviolett
Nun kommen wir schon zu den ganz kurzen und energetischen Wellenlängen. Ultraviolette Strahlung (UV) schließt an das blaue Licht an und wird in nahes, fernes und extremes UV unterteilt. Dieser Wellenlängenbereich reicht von 10nm bis 400nm und kann nur vom Weltraum aus beobachtet werden, da die Erdatmosphäre diesen Teil des elektromagnetischen Spektrums blockiert. Teleskope, die die Sonne im UV beobachten sind SOHO und SDO.
Auf deren Website kann man beispielsweise die aktuelle Sonne im UV mit den spannenden Phänomenen, wie Flares und Filamente, sehen.
Allgemein sieht man Phänomene, die bei hohen Temperaturen entstehen. So sieht man beispielsweise magnetische Loops aus der Sonnenoberfläche und beobachtet vor allem die äußersten Schichten der Sonne, die Chromosphäre und Korona.
Hier gibt es ein Video von der NASA über die Sonne im UV, aufgenommen von SDO.
Röntgenstrahlung
Diese Wellenlänge ist hochenergetisch und wird in weiche und harte Röntgenstrahlung unterteilt. Man kann sie nur vom Weltraum aus beobachten, da die Erdatmosphäre diesen Teil des elektromagnetischen Spektrums schluckt (absorbiert). Instrumente in dieser Wellenlänge arbeiten auch ganz anders als die Visuellen und sind ganz anders aufgebaut. Die modernsten Teleskope arbeiten mit 3- oder 4-fach verschachtelten Spiegelsystemen, die in Längsrichtung nur wenig gekrümmt sind und an langgestreckte Zylinder erinnern.
Instrumente der Röntgenstrahlung sind beispielsweise Chandra X-ray Observatory oder das europäische XMM-Newton. Beide wurden Ende 1999 gestartet.
In diesem hochenergetischen Wellenlängenbereich sieht man sehr hochenergetische Strahlung und man beobachtet hochenergetische Elektronen und ionisierter Materie. Dabei werden Teilchen auf relativistische Geschwindigkeiten beschleunigt und es gibt sie bei sehr hohen Temperaturen von Millionen von Grad. In der Röntgenstrahlung kann die Chromosphäre, Transitionregion und Korona, die äußersten Atmosphärenschichten der Sonne, aber auch magnetische Loops, beobachtet werden.
Hier ein Artikel über die Sonne in der Röntgenstrahlung.
Wie weit kann man in die Sonne sehen?
Was ist denn nun die tiefste Schicht, die wir auf der Sonne beobachten können? Mit einer Methode, der Asteroseismologie können sogenannte "Sonnenbeben" beobachtet werden, die Aufschluss über den inneren Aufbau der Sonne geben. Ansonsten sehen wir im Optischen und IR die Photosphäre, eine Schicht der Atmosphäre.
Fazit
Wie wir gesehen haben kann man die Sonne mit Teleskopen von der Erde und vom Weltall aus beobachten, und man kann je nach Beobachtungsart neue Erkenntnisse über verschiedene physikalische Phänomene der Himmelskörper erlangen. So wird die heiße Sonnenkorona im Ultravioletten, und damit höher energetischen Bereich beobachtet, während sich die Oberfläche im sichtbaren Licht befindet und auch Infrarotstrahlung vorkommt.
Bevorzugte Wellenlänge und Hörerfrage
Zum Schluss unterhalten sich Eva und Teresa noch, welche ihre bevorzugte Wellenlänge ist. Zum Schluss gab es noch eine Hörerfrage kommt von Alex, der uns auf Instagram geschrieben hat. Er wollte wissen, wie lange wir denn für die Vorbereitung einer Folge brauchen. Das ist nicht so einfach zu beantworten, da beide immer wieder neue spannende Aspekte des Themas entdecken, das recherchiert werden will und dabei die Zeit vergessen wird.
Wir hoffen es hat wieder Spaß gemacht und freuen uns aufs nächste Mal!
Weiterführende Links
Der Großteil an Informationen wurde aus der Vorlesung "Aktuelle Beobachtungs- und Analysemethoden von X-Ray bis Radio" genommen, welcher im Sommersemester 2021 an der Universität Wien von Dr. Yanina Metodieva und Dr. Sudeshna Boro Saikia abgehalten wurde.
An dieser Stelle möchten wir uns auch herzlich bei Dr. Yanina Metodieva bedanken.
Ein interessanter Artikel über die Sonne in verschiedenen Wellenlängen.
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July 28, 2022 CL002 - Über die Sonne und den Klimawandel
Die Episode über die Sonne und ihren Einfluss auf den Klimawandel
CL002 - Über die Sonne und den Klimawandel
Die Episode über die Sonne und ihren Einfluss auf den Klimawandel
Es ist Sommer und es ist heiß. Aber viel heißer als es normal wäre und der Grund dafür ist die Klimakrise. Und wer ist daran schuld? Die Sonne und ihre Aktivität, meinen zumindest einige. Was die Sonne wirklich mit der Klimakrise zu tun hat und ob man die Ursache der Klimakrise in der Astronomie suchen muss, wird Thema dieser Folge sein.
Begrüßung
Eva und Teresa treffen sich mitten in der größten Hitzewelle dieses Sommers. Bisher jedenfalls, denn es kann durchaus noch wärmer werden. In den Medien wird das mit harmlosen Bildern aus Freibädern begleitet; in der Realität sind diese Hitzetage aber alles andere als harmlos. Deswegen wird es in dieser Folge darum gehen, was denn jetzt wirklich die Ursache der Klimakrise ist, und wie viel Einfluss die Sonne und astronomische Ereignisse dabei haben.
Wer ist schuld am Klimawandel?
Es gibt Leute, die behaupten, dass die Menschen nichts für die Erwärmung der Erde können, sondern stattdessen die Sonne schuld an allem ist; die Sonnenaktivität soll dafür der Grund sein, dass es jetzt wärmer ist. Die Aktivität der Sonne war ja schon das Thema der letzten Folge und in dieser Folge wollen wir ihre Auswirkung auf das Klima der Erde näher betrachten. Natürlich hat die Sonne einen Einfluss auf das Klima; sie treibt mit ihrer Energie alles an. Dabei geht es bei der Sonnenaktivität um die hydrodynamischen und elektromagnetischen Aktivitäten im heißen Plasma der Sonne. Die Auswirkungen davon zeigen sich in Form von Sonnenwinden, Sonnenflecken, Protuberanzen, koronalen Massenauswürfen, und so weiter. Die Aktivität der Sonne ist wichtig für uns; sie führt aber definitiv nicht dazu, dass sie relevant heller oder dunkler wird.
Auf Webseiten wie der Homepage des Weltraumteleskops SOHO dem Twitter-Account von DLR Next kann man sich die Aktivität der Sonne täglich ansehen.
Die Klimabilanz und die Sonne
Wie viel Energie von der Sonne auf die Erde kommt lässt sich messen und ist durch die Solarkonstante definiert, welche sich kaum ändert. Aus den Messungen von Satelliten und auch aus Eisbohrungen und anderen indirekten Messmethoden wissen wir, dass in den letzten 9000 Jahren kaum Änderungen bei der Solarkonstante stattgefunden haben. Die Sonnenaktivität selbst schwankt in einem 11-Jahres-Zyklus, aber auch das hat keine Auswirkungen auf das Klima, denn das was wir an Klimawandel in den letzten Jahrzehnten beobachten, läuft ja auch auf anderen Zeitskalen ab. Die Erde wird immer wärmer; die Sonnenaktivität aber wird alle 11 Jahre stärker und schwächer. Und die Entwicklung der Sonne selbst läuft auf Zeitskalen von Milliarden Jahren ab.
Die kosmische Strahlung und das Klima
Die Behauptung, dass die Sonnenaktivität das Klima beeinflusst, geht auf eine wissenschaftliche Arbeit des Physikers Hendrik Svensmark aus dem Jahr 1997 zurück (kann man hier nachlesen). Seine These: Von überall aus dem Universum kommt kosmische Strahlung ins Sonnensystem. Die Teilchen dieser Strahlung beeinflussen die Wolkenbildung auf der Erde und damit indirekt das Klima. Wie viel kosmische Strahlung von außen kommt hängt aber von der Stärke der Sonnenaktivität ab: Je aktiver die Sonne selbst ist, desto mehr kosmische Strahlung kann sie “abblocken”. Und so wird durch die Sonnenaktivität das Klima auf der Erde moduliert.
Das ist prinzipiell nicht unplausibel. Und eine Hypothese, die von der Wissenschaft durchaus ernsthaft untersucht worden ist. Mit dem Resultat allerdings, dass das nicht so funktioniert, wie Svensmark sich das vorgestellt hat (hier kann man mehr dazu lesen und hier was dazu hören). Konkrete Experimente am CERN haben auch klar gezeigt, dass der Effekt der Wolkenbildung durch kosmische Strahlung zwar vorhanden, aber viel zu klein ist, um Einfluss auf das Klima zu haben.
Die Milankovic-Zyklen
Es gibt auch noch andere astronomische Einflüsse auf das Klima, zum Beispiel durch die sogenannten Milankovic-Zyklen. Diese beschreiben die langfristigen Schwankungen der Erdachse und der Erdbahn, wodurch sich die Menge an Sonnenstrahlung verändert, die uns erreicht. Das läuft aber im Verlauf von Jahrzehntausenden ab und verursacht ebenso langfristige Änderungen im Erdklima in Form von Eis- und Warmzeiten.
Im Laufe der Erdgeschichte gab es Phasen, in denen es mal wärmer, mal kälter war, aber die derzeit sehr schnell ablaufende Klimaerwärmung kann dadurch nicht erklärt werden. Im 18. Jahrhundert betrug die Menge an CO2 in der Luft 280 ppm (parts per million). Heute sind es 420 ppm. Dieser rasante Anstieg ist nicht anders als durch den menschlichen Einfluss erklärbar.
Was sagt der IPCC-Bericht?
Die Klimaforschung hat sich die Sache mit der Sonnenaktivität und den Milankovic-Zyklen natürlich auch angesehen. Und kommt im aktuellen Sachstandsbericht des Weltklimarates IPCC zu einem eindeutigen Ereignis, das man sich in dieser Grafik ansehen kann:

Die dottergelbe Kurve für “solar” schwankt zwar ein wenig, kann aber definitiv nicht alleine die schwarze Linie (“total”) erklären. Wie winzig der Einfluss der Sonnenaktivität ist, lässt sich auch an dieser Abbildung aus dem IPCC-Bericht ablesen, auf der man den Balken für die “solar and volcanic drivers” kaum erkennen kann:

Wer noch mehr über den Klimawandel und seine Einflussfaktoren hören möchte, dem sei der Podcast “Das Klima” von Florian Freistetter und Claudia Frick ans Herz gelegt, die sich mit besonderer Detailtreue dem Sachstandsberichts des IPCC widmen. Episode DK005 können wir euch an dieser Stelle besonders empfehlen.
Wer sich einen genaueren Überblick über den CO2-Anteil in der Atmosphäre im Laufe der Geschichte verschaffen möchte, kann gerne einen Blick auf die "Keeling Curve" werfen, die ihr hier findet. Hier wird die Zunahme der CO2 Konzentration in den letzten 50 Jahren besonders deutlich.
Die Klimakrise ist menschengemacht; daran gibt es keinen Zweifel und da können wir uns auch nicht rausreden. Und selbst wenn es nicht so wäre: Die Erde würde dann ja immer noch wärmer werden und wir müssten immer noch mit den Folgen klar kommen.
Ein positiver Ausblick
Ein positiver Ausblick bleibt aber: Wir können etwas tun gegen die Klimakrise. Noch zumindest und auch nur dann, wenn wir das, was wir tun können, auch tatsächlich tun.
Weiterführende Links
Direkt zu den entsprechenden Kapiteln des IPCC-Berichts kommt ihr hier, insbesondere Seite 296 und Seite 311 solltet ihr euch anschauen. Und eine Zusammenfassung des ganzen ersten Teils des Berichts gibt es hier.
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June 23, 2022 CL001 - Über Cosmic Latte und was die Sonne so alles auf der Erde anstellt
Die Episode über Cosmic Latte und das Weltraumwetter
CL001 - Über Cosmic Latte und was die Sonne so alles auf der Erde anstellt
All das und noch viel mehr beantworten wir in unserer ersten Folge bei einer guten Tasse Kaffee.
Vorstellung und Begrüßung
Zu Beginn gibt es erst mal eine Vorstellung von Teresa und Eva, den Protagonistinnen des Podcast. Eva und Teresa berichten was sie zum Astronomie Studium an die Universität Wien gebracht hat. Gemeinsam verbindet sie die Neugierde, den Sachen auf den Grund zu gehen und die Dinge, die im Weltall passieren, zu ergründen.
Was ist ein "Cosmic Latte"
Es hat einen bestimmten Hintergrund, warum der Podcast den Namen „Cosmic Latte“ trägt. Eine Studie im Jahr 2002 ermittelte die Farbe des Universums basierend auf 200.000 Galaxien. Dabei wurde das gesamte sichtbare Licht von einem repräsentativen Teil des Himmels genommen und aus all den Farben ein Durchschnitt ermittelt. Diese gemittelte Farbe des Universums ist nicht schwarz, wie manche vermuten könnten, sondern, beige. Und nachdem beige etwas langweilig klingt, wurde eine Abstimmung zum Namen gemacht und am Ende haben sich die Wissenschaftler für den Namen „COSMIC LATTE“ entschieden. In Anlehnung an das italienische Wort für Milch und zu Ehren unserer Milchstraße, die ja auch ihren Beitrag dazu geleistet hat. Und das passt dann wieder hervorragend zu den Kaffeehausgesprächen über Astronomie. Für alle die es übrigens genau wissen wollen, die Farbe unseres Titelschriftzugs ist in der Farbe „Cosmic Latte“ mit dem Hexadezimalcode #FFF8E7.
Den Link zur Studie findet ihr hier: Cosmic Latte Survey
Wie ist das Wetter auf der Sonne?
In der ersten Folge reden wir über das Weltraumwetter. Warum haben wir genau dieses Thema gewählt und was ist dieses Weltraumwetter überhaupt?
Wir haben beide die Vorlesung „Sonne und Weltraumwetter“ besucht und waren damals überrascht, wie spannend das Thema ist. Für uns war es ein Wegweiser für den weiteren Weg in der Astronomie, und hat uns so sehr fasziniert, dass wir uns vorstellen können in diese Richtung zu forschen.
Das Weltraumwetter ist vor allem von der Sonne beeinflusst, welche Plasmawolken mit einer großen Menge an Partikel in Form eines Sonnenwindes in das Weltall schleudern kann. Aber auch die kosmische Strahlung beeinflusst das Wetter im All, wovor uns der Sonnenwind wiederum schützt.
Und wenn die Sonne mal gigantische Massen an Sonnenplasma in Form eines koronalen Massenauswurfes in das Weltall schleudert und es die Erde erreicht, dann kann das unterschiedliche Phänomene auslösen, wie zum Beispiel Polarlichter.
Welche Auswirkungen hat das Weltraumwetter auf uns?
In unseren Breitengraden sind diese schönen Lichter allerdings nicht so häufig zu sehen. Wenn wir sie allerdings doch einmal zu sehen bekommen, dann war das schon ein sehr starker Ausbruch auf der Sonne, der sich Richtung Erde bewegt hat. Solche Events gab es bereits in der Vergangenheit, wie etwa im Jahr 1859. Da gab es einen sehr starken Ausbruch auf der Sonne, einen sogenannten koronalen Massenauswurf, der direkt auf die Erde gerichtet war. Dieser war auf der Erde zu sehen und zu bemerken (Telegrafen sprühten Funken). Der Astronom Richard Carrington beobachtete den Ausbruch auf der Sonne und konnte als erster Mensch den 20 Stunden später eintreffenden Sonnenwind und dessen Interaktion mit dem Erdmagnetfeld feststellen. Das war zugleich der Startschuss für die Beobachtung des Weltraumwetters.
Würde so ein Event heute passieren, hätte dieser einen großen Einfluss, auf unsere Technik, aber auch auf die Raumfahrt. Das kann dann sehr gefährlich werden. In den 1970ern, zur Zeit der Apollo Missionen, gab es beispielsweise einen koronalen Massenauswurf, der in den frühen Morgenstunden erfolgte. Wären zu diesem Zeitpunkt Astronauten im Weltall gewesen, dann hätten sie am Nachmittag die tödliche Strahlendosis erreicht. Es ist also sehr wichtig bei geplanten Weltraummissionen auf ausreichend Schutz vor derartiger Strahlung zu sorgen. Auf der ISS schützen sich die Astronauten hinter Wassertanks.
Ein weiterer wichtiger Punkt, um sich rechtzeitig zu schützen, betrifft daher die Vorhersage des Weltraumwetters, ähnlich wie auf der Erde, um sich dementsprechend vorzubereiten. Dazu ist es auch notwendig zu wissen, wie schnell sich diese Winde ausbreiten.
Denn es gibt langsame und schnelle Sonnenwinde. Wenn auf der Sonne ein Flare, ein sogenannter Lichtblitz, zu sehen ist, dann kann dieser Röntgenstrahlung produzieren, welcher sich dann mit Lichtgeschwindigkeit zur Erde ausbreitet. Diese Strahlung messen wir dann erst, wenn wir sehen, dass so ein Event auf der Sonne überhaupt stattgefunden hat. Wir können uns also nicht darauf vorbereiten. Allerdings gibt es auch noch langsamere Sonnenwinde, die sich mit geringerer Geschwindigkeit ausbreiten und etwa zwei bis vier Tage, mindestens aber 12 Stunden, benötigen, um zur Erde zu gelangen. Normale Sonnenwinde brauchen im Gegensatz dazu fünf bis sechs Tage.
Zum Glück haben wir auf der Erde das Erdmagnetfeld und die Atmosphäre, die uns vor der Sonnenstrahlung schützen. Erfolgt jedoch ein sehr starker Ausbruch auf der Sonne, so kann der Schutz zu wenig sein und verschiedenste Effekte hervorrufen, wie beispielsweise Stromausfall oder Ausfall im Radio- und Funkverkehr. Dabei sind vor allem die obersten Schichten der Atmosphäre davon betroffen, in der sich Satelliten und die ISS befinden. Aber auch Navigation, Telekommunikation und das Stromnetz sind davon betroffen. 1989 gab es beispielsweise in Kanada einen neunstündigen Stromausfall aufgrund eines Sonnenwindes.
Was kann man nun machen, wenn einmal so ein Sturm bis zur Erde gelangt? Wie kann man sich am besten davor schützen? Wenn man es früh genug weiß, dann können Satelliten in einen sicheren Ort manövriert, Flugzeuge auf eine andere Route gelenkt und Generatoren auf niedrigere Frequenzen runtergefahren werden, um Stromausfälle zu verhindern.
Wie wir sehen, ist die Forschung und die Beobachtung der Sonne sehr wichtig. Dazu gibt es ein Beobachtungsprogramm der ESA, welche die Sonne und das Weltraumwetter permanent beobachtet und versucht Sonnenwinde zur Erde bestmöglich vorherzusagen. Es gibt auch eine Website, wo man täglich die Vorhersagen über Sonneneruptionen sehen kann.
Siehe dir dazu folgende Seiten an:
https://www.swpc.noaa.gov/
https://swe.ssa.esa.int/current-space-weather
https://spaceweather.com/
Ausblick auf das Thema der nächsten Folge
Wir haben gesehen, dass die Sonne mit ihren Phänomenen wie den Sonnenwinden einen großen Einfluss auf die Erde haben kann. Dabei beeinflusst sich auch das Klima. Wie diese Effekte der Sonne genau aussehen und welche Rolle diese bei der aktuellen Klimaerwärmung haben, könnt ihr in unserer nächsten Folge hören.
Viel Spaß beim Hören!
Eure Teresa und Eva
Einen interessanten Artikel über das Weltraumwetter findet ihr hier

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