Cosmic Latte

CL016 Analoge Missionen zum Mars

Die Episode über Missionen zum Mars mit Analog-Astronautin Anika Mehlis

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Begrüßung mit Anika Mehlis

Wir sind in dieser Folge nicht zu zweit, sondern haben einen Gast: Anika Mehlis, eine Analog-Astronautin des Österreichischen Weltraumforums mit der wir darüber reden, wie man ins Weltall reist, ohne die Erde zu verlassen.

Das Österreichische Weltraumforum

Das Österreichische Weltraumforum (ÖWF) macht nicht nur analoge Raummissionen, sondern kümmert sich auch um die Weiterbildung in Sachen Raumfahrt in Schulen, baut kleine Satelliten - zum Beispiel Adler 2 der sich um Weltraumschrott kümmern soll - und kooperiert bei diversen Missionen mit der ESA. Und vor allem führt das ÖWF analoge Missionen durch, bei der Menschen auf der Erde testen, was später im Weltraum passieren soll. Aktuell bereitet man sich dort auf Amadee-24 vor, die im Frühjahr 2024 in Armenien durchgeführt werden soll, unter dem Kommando von Anika Mehlis.

Was macht eine Analogastronautin?

Bevor man sich in die feindliche Umgebung des Weltalls begibt, sollte man sicher sein, dass alles funktioniert. Das testet man am besten auf der Erde und genau dafür gibt es Analogmissionen. Zwischen Mars und Erde brauchen Funksignale zum Beispiel um die 20 Minuten und das macht ganz andere Arbeitsabläufe notwendig die man zuerst auf der Erde ausprobiert. Bei einer typischen Analogmissionen leben sechs Menschen auf einer abgeschlossenen Basis auf der Erde, verlassen sie nur in Raumanzugssimulatoren (die aber trotzdem so viel wiegen wie ein echter Anzug auf dem Mars, nämlich circa 50 Kilogram) und macht damit diverse Experimente; genau so wie sie später im All oder auf dem Mars stattfinden sollen. Man steuert Rover und Drohnen, mach medizinische und psychologische Versuche, und so weiter.

Die Grenzen der Simulation

Wie gut kann man den Mars auf der Erde simulieren? Natürlich gibt es Grenzen, aber oft ist es schon sehr nahe an der echten Raumfahrt. Der Kontakt zur Mission Control und der eigenen Familie ist genau so eingeschränkt und verzögert, wie er es bei einer echten Mission wäre und die daraus entstehenden psychologischen Konsequenzen lassen sich sehr gut simulieren. Die Experimente die man durchführt, dienen entweder der Simulation von Experimenten die später im All durchgeführt werden beziehungsweise bereiten und unterstützen solche Experimente. Anika war zum Beispiel bei einem medizinischen Experiment involviert, das zeitgleich auch auf der ISS stattgefunden hat, weil man natürlich immer auch eine Kontrollgruppe braucht.

Wie wird man Analog-Astronautin?

Das ÖWF wird demnächst wieder eine Auswahl durchführen und da kann man sich einfach bewerben. Es gibt aber auch andere Organisationen die ähnliche Missionen veranstalten. Und es muss nicht immer die Analog-Astronautik sein. Man kann sich beim ÖWF auch anders einbringen, in der Mission Control zum Beispiel oder bei ganz vielen anderen Projekten.

Weiterführende Links

Anika Mehlis arbeitet auch als Mediatorin und Beraterin, betreibt den Podcast "Verkopft aber herzlich" und hält Vorträge. Sie hat Mikrobiologie und Ingenieurswissenschaften studiert.

Wer mehr über die Analog-Astronaut:innen des ÖWF wissen möchte, findet hier alle Infos.

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CL015 - Die Dunkle Energie im Universum

Die Episode über die Dunkle Energie

Die Episode über die Dunkle Energie oder warum sich das Universum immer schneller ausdehnt. Und es gibt Neuerungen bei Cosmic Latte! Unser Podcast erscheint ab nun alle zwei Wochen.

Einleitung

Nachdem wir beide nicht die Perseiden im August beobachtet haben, widmen wir uns gleich dem ersten Thema. Es gibt nämlich ein Update zu Cosmic Latte: in einem Paper geht der argentinische Astronom Guillermo Abramson nämlich der Frage nach, welche Farbe die Milchstrasse hat. Dafür verwendet er die Daten von über zwei Millionen Sternen aus dem Gaia Katalog. Sein Ergebnis vergleicht er dann mit der Studie der John Hopkins Universität, die vor zwanzig Jahren die Farbe des Universums feststellten: Cosmic Latte - und wir erinnern uns dabei an die erste Episode von Cosmic Latte.

Euclid und das Dunkle Universum - Teil 2

Die ESA Mission Euclid ist im Juli gestarte und hat bereits das erste Bild geliefert. Nachdem Eva in Episode 13 bereits über die Mission und ihre Ziele, im besonderen über die Dunkle Materie gesprochen hat, sehen wir uns dieses Mal den zweiten Teil des Dunklen Universums an: die Dunkle Energie!

Die Entdeckung der Dunklen Energie

Während die Dunkle Materie ganze Galaxien zusammenhält, soll die Dunkle Energie genau anders wirken und der Grund dafür sein, dass das Universum beschleunigt expandiert. Sie wirkt also gegen die Gravitation, die eine anziehende Kraft ist.

Dass sich Galaxien immer weiter von uns entfernen beobachtete der amerikanische Astronom Edwin Hubble bereits 1929. Er hat eine Rotverschiebung des Lichts bei weit entfernten Galaxien festgestellt. Das Licht verrät nämlich, ob sich ein Objekt auf uns zu- oder weg bewegt; entfernt es sich von uns, ist es rotverschoben. Die Theorie dazu stellte 1927 George Lemaitre, ein belgischer Kosmologe, anhand der Verteilung der Galaxien und ihrer Rotverschiebung auf.

Die Teams entdeckten nun das Gegenteil von dem was sie erwartet hatten: das Universum die Expansion wird nicht langsamer, sondern sie beschleunigt sich.

Doch was treibt diese Beschleunigung an? So kam die Dunkle Energie ins Spiel, mit der dieser Effekt bezeichnet wurde.

Als nächstes wurde die Beschleunigungsrate bestimmt, die so genannte Hubble Konstante, welche die Expansions-Rate des Universums angibt. Bei den Messungen tauchten jedoch die ersten Probleme auf: denn je nach Methode bzw. Instrument fiel bzw. fällt die Hubble Konstante unterschiedlich aus und schwankt zwischen den Werten 69,7 km/sMpc und 74,2 km/sMpc. (1 Megaparsec (Mpc) = 3,26 Mio Lichtjahre / Entfernungseinheit in der Kosmologie)

Erklärungsmodelle für die Dunkle Energie

Mittlerweile gibt es einige Theorien bzw. (Erklärungs-)modelle zur Dunklen Energie, die versuchen die Beschleunigung zu erklären.

Die kosmologische Konstante:

Das ist wahrscheinlich das bekannteste Modell, weil es auf Albert Einstein zurück geht. Sie taucht das erste Mal in seinen Gleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie im Jahr 1915 auf. Damals wusste man aber noch nichts von der Ausdehnung des Universums, man hielt es für statisch. Damit das Universum aber statisch ist und es auch bleibt, brauchte es einen Effekt bzw. einer Kraft, die der anziehenden Kraft der Materie entgegenwirkt (die kosmologische Konstante). Einstein verwarf seine Idee der kosmologischen Konstante allerdings wieder, als die Expansion des Universums entdeckt wurde. Allerdings lag er aber nicht ganz daneben damit, denn als man entdeckte, dass sich das Universum sogar beschleunigt ausdehnt, holte man die kosmologische Konstante wieder hervor um den konstant wirkenden Beschleunigungsfaktor in den Modellen abbilden zu können. Es könnte sich dabei um eine Eigenschaft des Raumes selbst handeln, und je mehr Raum entsteht, desto mehr nimmt auch die Beschleunigung zu. Das Problem hier ist allerdings, dass die Berechnungen der Quantentheorie mit den Beobachtungen der Astophysik um 120 Größenordnungen auseinander gehen.

Die Quintessenz:

Der, auf den ersten Blick etwas esoterisch anmutende, Begriff geht auf die antike Naturphilosophie zurück, in der es neben den Elementen Erde, Wasser, Feuer, Luft die Qintessenz als fünftes Element gab. Sie soll wie eine unsichtbare Form den leeren Raum füllen und abstoßend wirken.

Die Phantom Energie:

Bei allen Modellen wird von Quantenfeldern ausgegangen, von denen man aber die Eigenschaften nicht genau kennt. Und genau hier unterscheiden sich die Modelle voneinander; so soll die Phantom Energie (eine Variation der Quintessenz) nicht nur dynamisch sein, sondern mit der Zeit auch stärker werden. Die Beschleunigung ist also nicht konstant sondern wird immer schneller.

Das Problem bei all diesen Modellen ist, dass sie leicht mit dem gängigen Weltmodel der Kosmologie kollidieren und in Konflikt mit Phänomenen der Astrophysik treten, die eigentlich als etabliert gelten.

Hier hofft die Forschung nun, dass wir mit dem James Webb Space Telescope, Euclid und anderen Teleskopen bald Hinweise bekommen, die uns in die richtige Richtung treiben um dieses große Mysterium zu lüften.

Neuerungen bei Cosmic Latte

Zu guter Letzt gibt es auch Neuerungen bei uns im Cosmic Latte Universum: der Podcast wird ab September 14-tägig erscheinen. Aus diesem Anlass haben wir uns dazu entschlossen, dass ihr, unsere Hörerschaft, uns via Steady, Patreon, Paypal unterstützen könnt. Der Podcast ist aber natürlich weiterhin gratis auf allen gängigen Plattformen erhältlich.

Weiterführende Links:

Wer nun Lust auf noch mehr Dunkle Energie bekommen hat, dem sei das Special von Spektrum zum Thema ans Herz gelegt: Spektrum Special Dunkle Energie

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CL014 - Der Urknall und die ersten Sekunden unseres Universums

Die Episode über den Urknall und die Entstehung der Materie

Der Sommer beginnt heiß!

Es geht heiß weiter: Elka erzählt uns dieses Mal von der Entstehung des Universums und was in der ersten Sekunde nach dem Urknall alles passiert ist - und das ist eine ganze Menge!

Die Entstehung des Universums ist wohl eines der faszinierendsten Kapitel der Astronomie. Da sich alles in sehr sehr kleinen Maßstäben abspielt, wird bei diesem Thema die Verbindung zwischen Astronomie und Physik (Elkas Background) besonders deutlich.

Georges Lemaitres Urknalltheorie

Der Astrophysiker und katholische Priester Lemaitre war in den 1920er Jahren der Erste, der die These vom Anfang des Universums aufgestellt hat, da er durch Rotverschiebung beobachtet hat, dass die Galaxien sich von uns wegbewegen, also das Universum expandiert. Seine Theorie wurde von den Kritikern zunächst spöttisch als "Big Bang" bezeichnet. Auch Einstein war zunächst dagegen, da es zu sehr nach göttlicher Schöpfung klang.

Die Planck-Ära

Am Beginn waren der ganze Raum und die ganze Materie in einem Volumen, das nur 1-Billionstel eines Punktes groß war. Dieses Pünktchen konnte nur expandieren. Hier beginnt eine sehr komplizierte Zeit, für die wir noch keine Berechnungsmodelle haben– die Planck Ära, 10^-43 Sekunden nach dem Urknall .

1 Billionstel Sekunde nach dem Urknall

Das Universum ist eine Suppe aus Quarks, Leptonen und Bosonen, also subatomare Teilchen. In der Quark-Leptonen Ära waren Materie und Antimaterie fast im Gleichgewicht, aber nur fast. 1 Milliarde zu 1 Millarde und 1.

1 Millionstel Sekunde nach dem Urknall

Die Suppe ist nicht mehr ganz so heiß. Die Quarks schnappen sich Tanzpartnerinnen und es entstehen schwere Partikel – die Hadronen. Die bekanntesten: die im Atomkern, also Neutronen und Protonen.

1 Sekunde nach dem Urknall

Das Universum ist schon einige Lichtjahre groß.

Was danach geschah

Jetzt kommt eine sehr lange und langweilige Phase. 2 Minuten nach dem Urknall bis 380.000 Jahre danach passiert nichts bedeutendes in unserer Teilchensuppe. Es ist heiß genug dass die Elektronen herumschwirren. Erst nach 380.000 Jahren kommt dieses Rumschwirren zu einem Ende, als die Temperatur auf unter 3000 Grad Kelvin fällt (halb so heiss wie die Sonne). Die Elektronen verbinden sich jetzt mit den Atomkernen. Jetzt können auch Photonen in der "Nebelsuppe" endlich frei herumschwirren. Es wurde Licht im bis dahin dunklen Universum! Heute ist dieses erste Licht als kosmische Hintergrundstrahlung zu sehen.

Milliarden Jahre nach dem Urknall beginnt die 2.Phase der Nukleosynthese: In den ersten Sternen verschmelzen Atomkerne und schwerere Elemente wie Kohlenstoff (wichtig für Leben!) oder Eisen werden gebildet. Durch Explosionen gelangen sie überall hin im Universum. "Wir sind aus Sternenstaub" ist also nicht nur romantisch sondern auch wissenschaftlich korrekt!

Wir haben Post bekommen! Karin, eine fleißige Hörerin seit der ersten Stunde und Christoph haben uns geschrieben. Die beiden betreiben das Café Sitzwohl in Seeboden am Millstätter See und weil Karin unseren Podcast so gerne hört kann man dort einen Cosmic Latte bestellen und bekommt einen Latte Macchiato mit Haselnusslikör serviert!

Zum Schluß macht Eva noch auf die Ignoranz der Medien gegenüber independent Podcasts aufmerksam. Ein Artikel mit Podcast-Empfehlungen in einer Fernsehzeitschrift hat leider wieder mal gezeigt, dass independent oder kleinere Podcasts schlichtweg nicht wahr genommen werden. Daher unser Aufruf: wenn ihr uns oder andere kleine Produktionen gerne hört, die nicht von Medien finanziert werden, spread the word! Erzählt euren Eltern, Freunden, Kindern, Nachbarn und Arbeitskolleginnen davon!

Zeitstrahl des Universums

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CL013 - Die Entdeckung der dunklen Materie und Euclid

Die Episode über Dunkle Materie, Vera Rubin und Euclid

Einleitung

Wir beginnen die Episode damit, dass wir feststellen, dass wir beim letzten Mal vergessen haben über Elkas Job beim Planetarium Wien zu sprechen, was wir sogleich nachholen.

Euclid

Am 1. Juli soll Euclid mit einer Falcon-9 Rakete von SpaceX von Florida (USA) aus starten. Ihr Ziel ist der 1,5 Mio. km entfernte Erde-Sonne Lagrange Punkt 2 - ein ganz besonderer Ort im Weltraum, denn dort heben sich die Gravitationskräfte zwischen Erde und Sonne auf. Es ist daher ein beliebter "Parkplatz" für Weltraum-Instrumente, da sie sich hier fast ohne Antrieb in einem Orbit um die Sonne bewegen. Das James Webb Space Telescope etwa befindet sich bereits dort. Wer es genauer wissen möchte, findet hier ein gutes Video dazu von Space Night Science in der ARD Mediathek.

Ist Euclid erst mal angekommen, wird es sich mit dem Dunklen Universum beschäftigen.

Dunkle Energie und Dunkle Materie

Das Dunkle Universum macht stattliche 95% des Universums aus, nur 5% sind sichtbare Materie, die wir kennen - das ist all das Material aus dem die Sterne, Planeten und wir Menschen bestehen. Der Rest teilt sich auf in Dunkler Energie (72%) und Dunkler Materie (23%).

Sie beeinflussen die Bewegung und Verteilung der sichtbaren Quellen (was wir eindeutig beobachten können), aber sie emittieren oder absorbieren kein Licht (weswegen wir sie nicht beobachten können), und die Wissenschaft weiß daher noch nicht, was sie sind und woraus sie genau bestehen. Ihre Natur und ihre Eigenschaften zu verstehen sind daher eine der größten Herausforderungen der Kosmologie.

Dunkle Energie und Dunkle Materie sind dabei etwas von Grund auf Verschiedenes. Denn während die Dunkle Energie die Beschleunigung des Universums voranrtreibt, ist es die Dunkle Materie die Galaxien und Galaxienhaufen zusammenhält. Sie wirken also auf ganz unterschiedlichen Ebenen.

Die Geschichte der Dunklen Materie

Hinweise zur Dunklen Materie gab es bereits relativ früh- bis man ihr auf die Schliche gekommen ist, dauerte es aber, wie so oft in der Geschichte, dann doch wieder etwas länger, in diesem Fall gut vierzig Jahre.

Begonnen hat alles in den 1930er Jahren und dem schweizer Astronom Fritz Zwicky, der die Geschwindigkeit von Galaxien im Coma Haufen (der aus 1000 Galaxien besteht) gemessen hat.

So wie Planeten in einem Sonnensystem, sind auch Galaxien in einem Galaxienhaufen gravitativ aneinander gebunden. Wäre es nicht so, dann gäbe es keinen Haufen, keine Galaxie und kein Sonnensystem. Wenn die Gravitationskraft der Sonne die Planeten nicht festhalten würde, dann würden sie ins All entkommen. Die Gravitationskraft steht dabei in direktem Zusammenhang mit der Masse, desto mehr Masse desto stärker ist auch die Gravitationskraft. Würde man zum Beispiel die Masse der Sonne halbieren, dann wäre auch die Kraft, die sie auf die Planeten ausübt, nur noch halb so stark.

Zwickys Berechnungen ergaben nun, dass sich die Galaxien zu schnell bewegten, sie die Fluchtgeschwindigkeit überschritten und sich der Haufen eigentlich auflösen müsste. Da er aber offensichtlich vorhanden war, die sichtbare (also leuchtende) Masse aber um das 400-fache zuwenig war, schloss er, dass es eine, für ihn aktuell nicht sichtbare Materie geben musste, die auf den Haufen wirkte. Er gab ihr den Namen "Dunkle Materie".

Vera Rubin macht Dunkle Materie populär

Das ganze geriet jedoch in Vergessenheit - bis 1970. In diesem Jahr veröffentliche die amerikanische Astronomin Vera Rubin ihre Arbeit, in der sie die Rotationsgeschwindigkeit der Andromeda Galaxie untersucht hatte (“Rotation of the Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission Regions").

In dem Diagramm aus ihrer Arbeit, ist aber deutlich zu sehen, dass die Geschwindigkeitskurve mit zunehmender Entfernung vom Zentrum der Galaxie nicht abflacht, sondern ab einem gewissen Punkt gleichbleibend ist. Die Sterne in den äußeren Bereichen der Galaxie bewegten sich also eindeutig zu schnell.

Das lässt sich nur damit erklären, dass dort noch Materie vorhanden ist, wo die leuchtende Materie längst zu Ende ist. Die Galaxien schienen also von einer großen Wolke aus dunkler Materie umgeben zu sein. Ihr gravitativer Einfluss führte dazu, dass sich die Sterne schneller bewegten, als man erwarten würde.

Man hatte also nun bereits Daten auf zwei verschiedenen Größenskalen: und zwar die Bewegung von Galaxien in Galaxienhaufen, die Zwicky beobachtet hatte, und nun auch noch die Bewegung von Sternen in Galaxien, die von Rubin und diversen anderen Astronomen analysiert wurde. Beide zeigten, dass sich die Himmelskörper so verhielten, als gäbe es neben der normalen, sichtbaren Materie auch noch eine “dunkle Materie”, die nicht leuchtet.

Vera Rubins Arbeit hat unser Verständnis des Universums deutlich verändert. Sie konnte die Existenz eines Phänomens, das gravitativ mit Sternen und Galaxien wechselwirkt und das nicht mit der von der Gravitationstheorie vorhergesagten Bewegung übereinstimmt, klar und deutlich belegen.

Weiterführende Links

ESA Euclid

Überblicks-Informationen zu Euclid von der ESA

ESA Launch Kit Euclid

Serie über Dunkle Materie von Astrodicticum Simplex

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CL012 - Frauen in der Wissenschaft

Die Episode über Katherine Johnson, Cecilia Payne und andere versteckte Frauen in der Wissenschaft

Einleitung und Vorstellung Elka

In dieser Episode ist Elka das erste Mal mit dabei, weswegen wir sie näher kennenlernen wollen. Elka ist einigen als The Sciency Feminist auf Instagram bekannt. Sie hat zuerst medizinische Informatik studiert und dann den Master in Biomedical Engineering (Schwerpunkt “Medical Physics and Imaging”) gemacht. Aktuell schließt sie den Universitätslehrgang Medizinphysik ab und hat auch als Medizinphysikerin im Krankenhaus gearbeitet. Was macht eine Medizinphysikerin im Krankenhaus? Sie kann zb. in der Radiologie, Nuklearmedizin oder in der Strahlentherapie arbeiten, überall wo ionisierende Strahlung vorkommt (aber nicht nur dort).

Frauen in der Informatik

Elka hat ihre Bachelorarbeit über “Frauen in der Informatik” geschrieben. Darum werfen auch wir einen Blick auf den Frauenanteil in der Informatik, der an der TU Wien, bei circa 20% war. Der geringste Anteil war in der Technischen Informatik, der höchste in Medizinische Informatik. Spannend ist, dass der Anteil an ausländischen Studierenden unter den weiblichen Studierenden der Informatik besonders hoch ist.

Frauen in der Wissenschaft

Zufälligerweise haben unsere Kollegen Reini und Nicolas vom “Methodisch inkorrekt”-Podcast in ihrer Episode "Gefühlte Kompetenz" ebenfalls über Frauen bzw. Minderheiten in der Wissenschaft gesprochen. Sie haben dann auch bemerkt, dass sie als Nicht-Betroffene einen reduzierten Einblick in das Thema haben, weswegen wir uns diesem Thema eine ganze Episode lang widmen. Elka war in ihrer Unizeit an der TU Wien auch Frauenreferentin der HTU (Hochschüler*innenschaft der TU Wien) und somit auch eine Anlaufstelle bei Vorfällen mit sexistischer Diskriminierung.

Hidden Figures und Katherine Johnson

Auch wenn es immer noch oft an weiblichen Role Models fehlt, erfahren heutzutage immer mehr Frauen, v.a. aus der jüngeren Geschichte, nun endlich die Anerkennung oder zumindest die Aufmerksamkeit, die ihnen damals oft verwehrt geblieben war.

Ein Beispiel dafür, sind die "human computers" der NASA, die komplexe mathematische Modelle und Berechnungen, etwa für die Mondflüge, aufgestellt haben. Seit dem Film "Hidden Figures" (deutsch: "Unerkannte Heldinnen") sind sie auch einer breiteren Öffentlichkeit bekannt.

Katherine Johnson war Mathematikerin bei der NASA und eben Teil der weiblichen "colored computers". Sie arbeitete an verschiedenen Projekten, darunter an der Berechnung der Flugbahnen für die ersten bemannten Raumflüge. Besonders bekannt wurde sie durch ihre Arbeit an der Mission Mercury-Atlas 6, bei der der Astronaut John Glenn als erster Amerikaner 1962 die Erde umkreiste. Katherine Johnson spielte eine wichtige Rolle bei der Berechnung der Flugbahn und der Kontrolle des Wiedereintritts in die Erdatmosphäre. Sie war auch maßgeblich an der Apollo-11-Mission beteiligt, der ersten Mondlandung im Jahr 1969. Katherine Johnsons berechnete die genaue Flugbahn der Mission, wie sie in die Umlaufbahn des Mondes kommen, wann sie starten sollen, wo der Mond ist, wo sie landen sollen. Sie entwickelte außerdem ein manuelles Navigationsschema, das sich an Fixsternen orientierte, für den Fall eines Computerausfalls. Als die Apollo 13 aufgrund der Explosion eines Treibstofftanks und der daraus resultierenden Abschaltung des Navigationscomputers unplanmäßig zur Erde zurückkehren musste, übernahm Johnson die Berechnungen für den Rückweg.

Katherine Johnson verstarb 2020 im Alter von 101 Jahren. Sie hinterließ ein beeindruckendes Erbe als Pionierin der Raumfahrt und als Inspiration für junge Frauen und Minderheiten in den MINT-Fächern. In Anerkennung ihrer Arbeit erhielt sie zahlreiche Auszeichnungen, darunter die Presidential Medal of Freedom im Jahr 2015 von Barrack Obama. Außerdem ist ein NASA-Gebäude nach ihr benannt: Katherine G. Johnson Computational Research Facility.

Matilda Effekt

Frauen in der Naturwissenschaft waren lange Zeit unsichtbar. Selbst nachdem Frauen im 20.Jahrhundert endlich an die Universitäten zugelassen wurden, wurde ihre Arbeit meist nicht ernst genommen oder alleinig ihren männlichen Kollegen zugeschrieben. Die Leistungen von Forscherinnen wurden unsichtbar gemacht, indem man grundsätzlich davon ausging, dass die männlichen Kollegen die treibende Kraft der Forschungsergebnisse seien.

Es gibt viele von diesen unsichtbaren und übersehenen Matildas in der Welt der Technik und Naturwissenschaft. Der Matilda Effekt ist nach der US-amerikanischen Frauenrechtlerin Matilda Joslyn Gage benannt, die als Erste dieses Phänomen beschrieben hat.

Cecilia Payne

In der Astronomie finden sich leider ebenfalls Geschichten von Frauen, die lange und hart um ihre Rechte, Anerkennung oder schlicht einer Gleichstellung gegenüber ihren männlichen Kollegen kämpfen mussten. Eine von ihnen war Cecilia Payne, eine äußerst begabte Astronomin, der mit ihrer Doktorarbeit bereits bahnbrechendes gelang. Denn in ihrer Arbeit mit dem Titel “Stellar Atmospheres, A Contribution to the Observational Study of High Temperature in the Reversing Layers of Stars”, fand sie heraus, woraus Sterne bestehen!

Zuvor war man allgemein der Meinung, dass Sterne in etwa aus dem gleichen Material bestehen müssten wie die Erde, nur eben viel heißer sind. Payne kam in ihrer Doktorarbeit nun aber zu dem Ergebnis, dass es zwei Elemente in der Sonne gibt die alle anderen komplett dominieren. Vor allem Wasserstoff gab es in der Sonne eine Million mal mehr als all die anderen Elemente und auch Helium war deutlich häufiger. Die Sonne – und auch die anderen Sterne – bestehen fast komplett aus Wasserstoff, mit ein wenig Helium und verschwindend geringen Mengen der restlichen Elemente. Ihre Erkenntnis wurde am Anfang jedoch runter gespielt und sie wurde sogar dazu gedrängt, ihre Schlußfolgerungen zurückzuziehen (was sie zwar nicht tat, aber schließlich abmilderte). Cecilia Payne machte aber dennoch Karriere als Astronomin und wurde 1956 die erste Frau, die an der Harvard Universität eine volle Professur erhielt. Später wurde sie zur Leiterin des Astronomie-Instituts befördert - ebenfalls als erste Frau in Harvard. Sie blieb bis 1966 ein aktiver Teil der Fakultät und selbst nach ihrer Pensionierung forschte und arbeitete sie bis zu ihrem Tod am 7. Dezember 1979 weiter.

Cosmic Latte Musik

Cosmic Latte hat Ben zu einem ganze Album inspiriert, was wir sehr inspirierend finden. Das Album könnt ihr euch hier hören: Starlander

Weiterführende Links

Informationen zur Initiative "Frauen in die Technik" finder ihr hier und hier.

Der Film Hidden Figures basiert auf dem Buch von Margot Lee Shetterly. Wer mehr über die Human Computers erfahren möchte, ist mit diesem Buch auf jeden Fall gut beraten.

Astrodicticum Simplex geht in seinem Blog näher auf die Spektralanalyse ein. Jene Methode, mit der es Cecilia Payne gelang, die Zusammensetzung der Sonne zu identifizieren. Wie sie das genau anstellte, könnt ihr hier lesen.

Weitere Buchempfehlungen:

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CL011 - Die ESA JUICE Mission zu den Jupiter Eismonden

Die Episode über Juice und die Monde des Jupiter

Einleitung

Eva war im Zuge des #socialspace Event zum Launch der aktuellen ESA Mission JUICE in Darmstadt zu Besuch beim europäischen Satelliten Kontrollzentrum ESOC. Neben einem Besuch im Experimenta, dem Science Center in Heilbronn und zahlreichen Expert:innen Talks zur Mission durfte sie dann auch bei einer Führung durch die ESA ins Kontrollzentrum. Zum Launch gab es dann auch den JUICE Cocktail. Das Rezept dazu findet ihr hier.

Die Reise zum Jupiter

Die Raumsonde JUICE wird 8 Jahre zum Jupiter unterwegs sein und bei seinen Fly-by Manövern mehrmals bei der Erde, aber auch bei der Venus vorbeikommen.

Mit dabei beim Start war übrigens auch ein Faultier.

Das Zielobjekt: Jupiter und seine Eismonde

JUICE steht für "JUpiter ICy Moons Explorer" und genau das ist auch sein Ziel: Die eisigen Mondes Jupiter. 2031 wird die Mission bei Jupiter ankommen und dann bis Ende 2035 die drei Monde Ganymed, Kallisto und Europa erforschen. Es soll einerseits Jupiter selbst untersucht werden, aber vor allem der Mond Ganymed und die eventuell vorhandenen lebensfreundlichen Bedingungen, die dort oder bei den anderen Monden in den unterirdischen Ozeanen herrschen.

Die Galileischen Monde

Die vier Galileischen Monde sind Io, Europa, Ganymed und Kallisto mit Durchmessern zwischen 3.122 und 5.262 km (zum Vergleich: der Erddurchmesser beträgt 12.740 km, der Monddurchmesser 3.475km und der des Merkur 4.880km). Sie wurden 1610 unabhängig voneinander durch Galileo Galilei und Simon Marius entdeckt. Es sind die größten Monde des Jupiter und Ganymed ist zudem der größte Mond des Sonnensystems.

Io ist dem Jupiter von den vier am nächsten und zeigt enorme vulkanische Aktivitäten, wird regelrecht durchgeknetet durch die starken Gezeitenkräfte. Er ist kein Eismond und das Magnetfeld des Jupiters ist auch zu stark als dass JUICE dort sinnvoll forschen könnte.

Bei Europa wird es zwei Vorbeiflüge von Juice geben mit einer Annäherung von bis zu 400km. Er hat eine junge und aktive Oberfläche mit Geysiren und Schwaden (Plumes) von denen Wasserdampf ins All abgelassen wird. Dies wird zumindest vermutet, aber JUICE kann das hoffentlich bestätigen und messen, was das für Partikel sind und woraus die Ozeane bestehen aus denen sie kommen. Im Interview erzählt Mika Holmberg von dieser Forschung.

Kallisto hat eine der ältesten Oberflächen des Sonnensystems mit vielen Einschlagskratern. Die Untersuchungen von JUICE sollen Aufschluss über die Vergangenheit des Sonnensystems geben.

Ganymed ist das Hauptziel der Mission. Dieser Himmelskörper hat nicht nur unterirdische Ozeane sondern auch ein starkes Magnetfeld. Das haben von den Gesteinsobjekten sonst nur noch die Erde und Merkur. Die Vermessung der Ozeane ist schwierig, wie Alexander Stark im Interview erklärt. Er arbeitet am GALA-Instrument, mit dem die Verformung der Oberfläche durch die Gezeiten gemessen werden kann.

Die Forscher:innen gehen davon aus, dass es auf Ganymed eine Gezeitenerwärmung gibt, wenn auch in einem viel geringeren Ausmaß als auf Io und Europa. Diese Wärme könnte tektonische Aktivitäten auslösen und eine der Voraussetzungen für die Entstehung von Leben schaffen: eine Energiequelle.

JUICE wird außerdem die Wechselwirkungen im Detail untersuchen und wie sich etwa Polarlichter auf dem Mond entwickeln.

Ozeane unter der Oberfläche

Aufgrund von Messungen des Magnetfelds von Ganymed deutet alles daraufhin, dass es eine unterirdische Schicht aus Salzwasser geben könnte. Auch neuere Beobachtungen von Ganymeds Polarlichtern geben Hinweise auf die Existenz eines Ozeans unter dem Eis, der möglicherweise mehr Wasser enthält als alles Oberflächenwasser der Erde zusammen.

Janus und die Einschlagskrater

JUICE wird eine hochauflösende Kartierung der Oberfläche der Monde durchführen, vor allem mit dem JANUS-Experiment, von dessen Arbeit Elena Martellato erzählt. Mit diesen Daten kann man das Alter der Oberfläche bestimmen, ihre chemische Zusammensetzung und auch nach möglichen Landeplätzen für die Zukunft nachsehen.

Lebt da was in den Eismonden?

Alexander Stark hat darauf hingewiesen, dass es in den Ozeanen der Eismonde nicht nur Wasser, sondern auch Wärme und damit Energie geben kann. Also alles was man theoretisch für Leben braucht. Wir wissen, dass es auch auf der Erde unter extremen Bedingungen Leben geben kann, aber nicht wie es entstanden ist. Die Erforschung der Eismonde könnte uns dabei helfen, das herauszufinden.

Ein Abschied und eine wichtige Ankündigung!

Die Folge endet mit einem Abschied: Teresa wird Cosmic Latte verlassen und sich ihrer Masterarbeit und dem Abschluss ihres Studiums widmen. Das ist aber nicht das Ende des Podcasts; ab der nächsten Folge wird Evi gemeinsam mit Elka ("The Sciency Feminist" auf Instagram) über Astronomie plaudern.

Danksagung

Vielen Dank an Mika Homberg (Resarch Fellow at the Dublin Institue for advanced Studies, Ireland), Elena Martellato (Assoc. Scientist for Janus Camera am National Institute for Astrophysics, Italien) und Alexander Stark (Beteiligung an GALA (Ganymed Laser Altimeter), DLR Berlin, Deutschland) für ihre Audiokommentare.

Weiterführunde Infos zur Mission findet ihr auf den Websites der ESA:

Website zu JUICE

kurzes Factsheet

frühere Missionen zu Jupiter

Informationen zu den Instrumenten

Where is JUICE

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CL010 - Das Schwarze Loch im Zentrum der Galaxis

Die Episode über Schwarze Löcher und Sagittarius A* im Herzen der Milchstrasse

Einleitung

"Wozu braucht Gott ein Raumschiff?" (James T. Kirk)

Diese Frage stellte Kirk in dem Film "Star Trek V: The Final Frontier" (USA, 1989, deutsch: Am Rande des Universums). Darin flog die Enterprise ins Zentrum der Galaxis und findet dort den Gott-Planeten Shakaree.

Heute wissen wir, dass sich im Zentrum der Milchstrasse ein supermassereiches Schwarzes Loch befindet. Aber wie so oft in der Geschichte der Wissenschaft war es ein langer Weg bis dahin. Die Vermutung gab es schon früher, beweisen konnte man es erst vor kurzem. In dieser Episode wollen wir uns daher der Entdeckung Schwarzer Löcher und besonders jenem in unserer Milchstrasse widmen.

Was ist ein Schwarzes Loch?

Wortwörtlich gesprochen ist der Begriff "Schwarzes Loch" etwas irreführend, denn es ist ja kein Loch in das man hineinfallen könnte. Denn per Definition ist ein Loch ja eine offene Stelle, in der etwas fehlt, wo keine Substanz ist - und ein Schwarzes Loch ist gerade das Gegenteil davon, denn es enthält sehr viel Masse. Genau wissen wir es allerdings nicht, weil wir nicht hineinschauen können.

Gemäß seiner Definition, ist ein Schwarzes Loch ein extrem kompaktes Objekt, dessen Masse auf ein sehr kleines Volumen konzentriert ist. Deswegen erzeugt es in seiner direkten Umgebung eine so starke Gravitation, dass selbst Licht diesen Bereich nicht mehr verlassen kann, weswegen es visuell als schwarzes und undurchsichtiges Objekt erscheint bzw. nicht zu sehen ist. Diese Grenze wird Ereignishorizont genannt und ist wie eine Einbahnstrasse: Nichts kann den Ereignishorizont von innen nach außen überschreiten.

Die unterschiedlichen Klassen von Schwarze Löcher

Je nachdem wie Schwarze Löcher entstehen kann man sie unterschiedlich klassifizieren:

Die Entdeckung von Sgr A*

Es hat gedauert, bis man das SL im Zentrum der Galaxis eindeutig nachweisen konnte. Der Blick ins Zentrum der Milchstraße wird durch Staub verstellt und wir können nicht direkt dorthin schauen. Dort ist auch alles voll mit Sternen - aber Radiowellen können den Staub durchdringen. Schon in den 1960er Jahren hat man vermutet, dass da ein SL ist; 1974 haben die US-Astronomen Bruce Blick und Robert Brown eine starke Radioquelle im Sternbild Schütze (lat. Sagittarius) gefunden, die ziemlich genau im Zentrum der Milchstraße lag. Sie haben sie "Sgr A*" genannt und der Name ist geblieben.

Warum Radioquelle?

SL geben keine Strahlung ab, aber in ihrer Umgebung kann es jede Menge Gas und Staub geben. Das Material kann eine Scheibe um das SL bilden und wenn das wirbelnde Zeug durch die schnelle Bewegung aufgeheizt wird, gibt es jede Menge Strahlung ab und gerade die Radiowellen kann man sehr gut beobachten. Die Menge an Strahlung ist auch ein Hinweis, dass da ein Objekt mit enormer Gravitationskraft sein muss, das das Material so enorm beschleunigen kann.

Was helfen Sternbahnen?

Später haben dann Arbeitsgruppen um Reinhard Genzel (La Silla Observatorium) und Andrea Ghez (Keck Observatorium), die Bahnen von Sternen um das Zentrum der Milchstraße beobachtet. Weiß man, wie groß die Umlaufbahn eines Sterns ist und wie lange es dauert für eine Runde, kann man daraus abschätzen, welche Masse der Stern umkreist und weiß auch, in welchem Raum diese Masse konzentriert sein muss.

Der verräterische Stern S2

Ein wichtiger Stern bei diesem Beobachtungsprogramm war ein Stern mit der Bezeichung "S2". Aus seiner Beobachtung konnte man zeigen, dass die Masse maximal eine Sphäre mit 120 AE Durchmesser einnimmt. Am schnellsten Punkt seiner Bahn bewegt sich der Stern mit 7650 km/s. Für die Autofahrer: das sind 27 540 000 km/h! Oder 2% der Lichtgeschwindigkeit! Die Erde bewegt sich nur mit 30 km/s um die Sonne.

Das erste Bild

Wir wissen also jetzt, dass da ein SL im Zentrum der Milchstraße ist. Aber erst 2019 konnt man ein Bild eines schwarzen Lochs machen, allerdings in einer anderen Galaxie (M87); in unserer Galaxis haben wir das SL im Jahr 2022 fotografiert.

Wobei natürlich nicht das SL selbst fotografiert wurde. Aber man kann die Strahlung aus der Umgebung des SL abbilden, die sehr hell ist und in der Mitte muss es einen Bereich geben, wo es dunkel ist und darin ist das SL.

Das Ziel war also die hochauflösende Beobachtung der Umgebung eines SL. Das geht nur mit Radioeteleskopen, weil die Radiostrahlung durch den Staub hindurch kann und vor allem weil man Radioteleskope als Interferometer zusammenschalten kann.

Das geht natürlich auch mit anderen Teleskopen, aber nur Radiowellen sind so langwellig, dass man das auch mit weit entfernten Teleskopen machen kann. Optische Lichtwellen zum Beispiel schwingen viel zu schnell, um die Daten speichern und später am Computer zusammenführen zu können.

Genau darum geht es bei der Interferometrie: Man nimmt zwei (oder mehr) Teleskope und tut so, als wäre es ein großes. Das ist ein wenig so, als würde man ein Loch in ein Teleskop machen; dann funktioniert es immer noch mit gleichem Auflösungsvermögen, nur die Lichtsammelfläche sinkt ein wenig. Und zwei Teleskope sind quasi ein großes Teleskop mit einem sehr großen Loch. Dann muss man die empfangenen Radiowellen "nur" mit extrem exakter Zeitinformation aufzeichnen und später am Computer alles zusammenführen und daraus ein Bild rekonstruieren.

Event Horizon Telescope

Das erste Bild eines schwarzen Lochs wurde mit dem "Event Horizon Telescope (EHT)" gemacht; ein virtuelles Teleskop von der Größe der gesamten Erde. Im April 2017 haben 8 Radioteleskope auf der ganzen Welt (u.a. auf Grönland, Antarktis, Hawaii, Europa, Süd- und N-Amerika) - zur gleichen Zeit die gleiche Gegend am Himmel beobachtet. 1024 8-Terabyte Festplatten wurden vollgeschrieben und dann hat man fünf Jahre lang an der Auswertung gearbeitet. Am Ende konnte man den Schatten des SL auf dem Bild sehen! Und ein paar Jahre später auch das schwarze Loch im Zentrum der Milchstraße:

Genzel und Ghez haben den Nobelpreis für den Nachweis der Existenz schwarzer Löcher bekommen und zwar im Jahr 2020. Das EHT-Projekt für das 1. Bild eines SL ist bis jetzt noch ohne Nobelpreis, aber das kann sich ändern.

weiterführende Links und Literaturempfehlungen

Video des DLR Astroseminar mit Heino Falcke über das erste Foto des Schwarzen Loches M87 sowie über Sagittarius A*

Bücher:

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CL009 - Spektralklassen und das Hertzsprung-Russell Diagramm

Die Episode über die Klassifikation der Sternspektren und dem wichtigen Hertzsprung-Russell Diagramm

In dieser Folge reden wir über die Klassifikation von Sternen anhand ihres Spektrums, sogenannte Spektralklassen, von Leuchtkraftklassen und dem phänomenalen Hertzsprung-Russell Diagramm.

Einleitung und Begrüßung

Die Semesterferien neigen sich dem Ende zu und die beiden freuen sich schon aufs kommende Semester, wo sie wieder neue Sachen über die Astronomie lernen können.

Das Thema dieser Folge ist das Hertzsprung-Russel Diagramm, aber die HörerInnen müssen sich bis zum Ende gedulden, denn vorab werden noch die Spektral- und Leuchtraftklassen von Sternen geklärt.

Spektralklassen

Sterne werden nach ihren Spektren klassifiziert in sogenannte Spektralklassen. Die Oberflächentemperatur und chemischen Zusammensetzung eines Sternes bestimmen sein Spektrum. Das Spektrum eines heißen Sternes weist ganz andere spektrale Merkmale auf als ein kühler Stern und so wurden sie in verschiedene Klassen eingeteilt. Je nachdem welches Merkmal sie in ihrem Spektrum haben, gehören Sie zu einer anderen Spektralklasse.

Die Spektralklassifizierung von Sternen geht zurück ins Jahr 1813 auf Herrn Joseph von Fraunhofer. Er hat das Sonnenspektrum aufgenommen und im Spektrum dunkle Linien gesehen, konnte diese jedoch noch nicht so richtig zuordnen. Ein paar Jahrzehnte später (1859) haben dann Robert Wilhelm Bunsen und Gustav Robert Kirchhoff festgestellt, dass diese dunklen Linien im Spektrum Absorptionslinien von Elementen in der Sonne sind.

Morgan-Keenan System

Beobachtet man das Spektrum eines Sternes, so vergleicht man sein Spektrum immer zu sogenannten Standardspektren von Standardsternen. Dieses Standardsternspektrum repräsentiert die Merkmale der jeweiligen Spektralklasse sehr gut und sie wurden im Laufe der Zeit auch immer wieder erneuert und verbessert, da sich mit der Zeit auch die Instrumente und somit die Auflösung verbessert haben. Manche Standardsterne haben sich auch als nicht geeignet herausgestellt und wurden durch andere repräsentativere Sterne ersetzt.

Es gibt auch noch weitere Klassen, die so genannten Kohlenstoffklassen der roten Riesen, nämlich R, N und S, aber auf die wird in der Folge nicht näher eingegangen.

Unser Heimatstern die Sonne gehört zur Spektralklasse G2.

Damit man sich das alles besser merken kann gibt es gibt es tolle Merksprüche, wie:

Falls Ihr eine tolle Idee für einen Merkspruch habt, dann würden wir uns sehr freuen, wenn ihr den mit uns teilt. Ihr könnt zum Beispiel auf unserer Website ein Kommentar hinterlasst, oder uns eine Nachricht auf Instagram oder Twitter schreiben.

Die Spektralklassen können dann noch mal unterteilt werden, je nachdem, ob sie irgendwelche speziellenBesonderheiten in ihrem Spektrum aufweisen. Das wird dann durch einen Suffix oder Präfix gekennzeichnet, zum Beispiel

Leuchtkraftklassen

Neben den Spektralklassen gibt es auch noch Leuchtkraftklassen. Diese werden nach römischen Buchstaben von null bis sieben in folgende Klasssen unterteilt:

Die Sonne ist aktuell ein Hauptreihenstern der Leuchtkraftklasse V.

Hertzsprung-Russel Diagramm

Das Hertzsprung-Russel Diagramm, kurz HRD, ist in der nachfolgenden Grafik dargestellt (Cite Richard Powell).

Dabei werden zwei verschiedene Größen gegeneinander dargestellt. Auf der x-Achse (horizontale Achse) wird der Spektraltyp oder die Oberflächentemperatur, auch Effektivtemperatur genannt, aufgetragen und auf der y-Achse (vertikale Achse) die absolute Helligkeit.

Es wurde von den Astronomen Einar Hertzsprung und Henry Norris Russel im Jahr 1913 entwickelt und ist aktuell ein sehr bedeutendes Werkzeug in der Astronomie.

Die sehr markante von oben links nach unten rechts verlaufende Linie ist die Hauptreihe. Links oben auf der Hauptreihe befinden sich die hellsten und lichtstärksten Sterne, die O und B Sterne, die frühen Spektraltypen, und die lichtschwachen rötlichen Sterne befinden sich ganz rechts unten. Würde man die braunen Zwerge auch noch dazu darstellen, so würden die sich ganz rechts unten nach den roten Zwergen befinden. Dazu könnt ihr euch ein erweitertes HRD auf dieser Website ansehen.

Durch die bekannte, empirisch bestimmte Masse-Leuchtkraftbeziehung (L ~ M3,5), sind die massereichsten Sterne links oben im Diagramm und die masseärmsten Sterne rechts unten.

Weiters gibt es im Diagramm auch die Riesenäste, die horizontalen Linien im HRD. Am Ende ihres Lebens, wenn die Sterne den Treibstoff (Wasserstoff) aufgebraucht haben, entwickeln sie sich von der Hauptreihe auf die Riesenäste.

Neben den Riesenästen und der Hauptreihe gibt es auch die weißen Zwerge, die sich links unten im Diagramm befinden. Sie haben hohe Oberflächentemperaturen, eine sehr geringe Leuchtkraft und einen kleinen Radius und sind das Endstadium der Entwicklung der meisten Sterne (alle Sterne unter 1,44 Sonnenmassen). Auch unsere Sonne wird einmal so enden. Weiße Zwerge sind allerdings keine Sterne mehr, da sie nicht mehr Wasserstoff zu Helium in ihrem Inneren verbrennen.

Die Gebiete auf dem Diagramm sind aufgrund der Sternentwicklung unterschiedlich dicht besetzt. Entlang der Hauptreihe befinden sich die meisten Sterne, da Sterne einen Großteil ihres Lebens dort verbringen und ihre Helligkeit wird dabei im Laufe der Zeit nur minimal größer. In der Milchstraße befinden sich 90% aller Sterne auf der Hauptreihe. Am Ende ihres Lebens, wenn ihr Treibstoff aufgebraucht ist und sie nicht mehr Wasserstoff zu Helium umwandeln, blähen sie sich auf und wandern zu den Riesenästen. Die verschiedenen Riesenäste werden nach den verschiedenen Leuchtkraftklassen klassifiziert. Die oberste horizontale Linie ist die Klasse 0, die Hyperriesen, die nächste horizontale Linie sind dann die Überriesen, die Klasse I. Darunter befindet sich die Klasse II, die hellen Riesen, danach die Klasse III, die normalen Riesen und die zum Schluss die Klasse IV, die Unterriesen. Auch unsere Sonne wird sich am Ende ihres Lebens aufblähen und einen der Riesenäste entlangwandern. Ihr Endstadium ist dann ein weißer Zwerg, der sich links unten im Diagramm befinden. Hier sei noch kurz erwähnt, dass Sterne, je nach Masse unterschiedlich enden. Nicht alle Sterne enden als weiße Zwerge, massereichere Sterne enden beispielsweise in einem Neutronenstern oder einem schwarzen Loch. Die weißen Zwerge findet man weniger häufig im HRD, da man sie sehr schwer sehen kann, da sie so leuchtschwach sind.

Dann gibt es da noch die Hertzsprung Lücke. Diese befindet sich etwas oberhalb der Hauptreihe, etwa von den Spektralklassen mittleres A bis spätes F. Die Sterne entwickeln sich dort sehr schnell und daher sind dort auch sehr wenige Sterne.

Auf der Hauptreihe sind die Sterne sehr stabil und verbringen einen Großteil ihres Lebens. Die Sonne verbringt zum Beispiel ca. 10 Milliarden Jahre dort, bevor sie sich zum Roten Riesen wird. Sie ist zurzeit ungefähr 5 Milliarden Jahre alt, hat also noch mal so lange bis sie zu einem Roten Riesen wird.

Auf der Hauptreihe ist das linke Ende die Nullalterhauptreihe, auch ZAMS (Zero Age Main Sequence) genannt. Sobald sich das Wasserstoffbrennen in ihrem Inneren entzündet, sind sie auf der Hauptreihe und man beginnt zum zählen des Sternenalters. Also hat ein Stern das Alter 0, wenn er auf der Hauptreihe ankommt und Wasserstoffbrennen in seinem Inneren entzündet. Davor entwickelt sich ein Stern jedoch auch schon, das ist aber ein anderes Thema.

Literatur

Ein Buch, das ich zum Nachlesen empfehlen kann ist zum Beispiel "Die Physik der Sterne. Aufbau, Entwicklung und Eigenschaften" von Mathias Scholz. Das wurde auch als Grundlage für diese Folge verwendet.

Allgemein ist in vielen grundlegenden Astronomiebüchern mehr Information zu den Themen dieser Folge zu finden.

Falls Ihr mehr weiterführende Literatur wollt, dann schreibt uns am besten eine Email an [email protected].

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CL008 - Asteroiden und Planetare Verteidigung

Die Episode über Asteroiden, Asteroidenabwehr und den Dinokiller

Ö3 Podcast-Award

Ihr könnt den Podcast unter https://oe3.orf.at/podcastaward/ nominieren. Vielen Dank!

Einleitung

Der Besuch in der Meteoritensammlung des Naturhistorischen Museum in Wien hat Eva dazu inspirierte, sich in dieser Folge den Asteroiden zu widmen.

Klassifikation

Die ganzen Kleinkörper sind von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) geregelt und in Klassen eingeteilt.

Asteroiden: (synonym mit Planetoiden oder Kleinplaneten)

Kometen:

Meteore und Meteoroide:

Meteorite: sind Meteoroiden, die auf die Erdoberfläche treffen. Hier unterscheidet man zwischen planetarischen M., die Fragmente aus dem Asteroidengürtel sind und ca. 50% ausmachen, anderen M. aus dem Sonnensystem (30%) und 20% machen die kometarischen M. aus, die aus der Auflösung von Kometen sind. Manchmal gibt es auch lunare M. oder Marsmeteoriten.

Interstellare Objekte:

NEOs/NEAs:

Der Dinokiller

Der Geologe Walter Alvarez untersuchte zusammen mit seinem Vater Luis Alvarez in den 1970er Jahren, die so genannte Kreide-Tertiär Grenze. Das ist eine mit Iridium angereicherte Tonschicht, die vor etwa 65 Mio Jahren entstanden war. Damals musste eine enorme Menge Iridium auf die Erde gelangt sein, was nur durch einen Asteroiden mit einem Durchmesser von 10km erklärbar war. Die Auswirkungen eines Asteroiden in der Größe sind auch gewaltig: Die Folge sind neben der gewaltigen Explosion die Hitze- und Druckwelle (tötet im Umkreis von bis zu 10 000 km alles), Beim Einschlag werden Teile wieder ins All geschleudert, Teile regnen wieder hinab oder verglühen und heizen die Atmosphäre auf. Staub verteilt sich in den oberen Atmosphärenschichten, der das Licht der Sonne verdeckt.

Turiner Skala

Für die Gefährlichkeit von Asteroiden gibt es eigene Skalen, die ähnlich wie eine Richertskala funktionieren und eine Abschätzung geben, was ein Impact auslösen kann:

Planetary Defense

Es gibt einen Haufen Programme zur Space Situational Awareness, also zur aktuellen Weltraum-Situation. Dabei geht es darum, dass man Bescheid weiß, was so im nahem Weltraum passiert: dazu zählen neben dem Weltraumwetter, vorhandene Objekte in Erdumlaufbahnen und erdnahe Asteroiden.

Es gibt einiges auf internationaler Ebene zur Himmelsüberwachung, wie die Asteroiden-Abwehrmission AIDA (Asteroid Impact & Deflection Assessment), das NASA und ESA zusammen, aber mit unabhängigen Missionen voneinander, betreiben.

Wie wird man ein Planetary Defender?

Wer sich seinen Traum erfüllen und ebenfalls Planetary Defender werden möchte, kann hier den Test machen:

Weiterführende Links

Über Oumuamua hat Florian Freistetter in seinem Blog geschrieben.

Wikpipedia-Seiten zu folgenden Themen:

Center for Near Earth Objects - JPL

ESA Space Safety Aida Collaboration

NASA Planetary Defense Coordination

ESA Asteroids: Assessing the risk

Buchempfehlung von Eva

The Calculating Stars: A Lady Astronaut Novel von Mary Robinette Kowal

Serien-Tipp von Eva

Akte-X, Staffel 4, Episode 8-9, Tunguska (aktuell bei mehreren Streaminganbietern erhältlich, bei Disney+ in der flatrate)

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CL007 - Die Suche nach Leben auf Exoplaneten

Die Episode über Astrobiologie und wie man Hinweise auf Leben in den Atmosphären von Exoplaneten entdeckt

In dieser Folge reden wir über die Suche nach Leben außerhalb unseres Planeten. Dabei diskutieren wir über Astrobiologie und wie man Leben auf Planeten außerhalb unseres Sonnensystems entdecken kann. Dabei sprechen wir über Biosignaturen, Gase in den Exoplaneten-Atmosphären, die auf Leben hinweisen können und wie uns zukünftige Instrumente bei der Erforschung von Exoplaneten helfen können.

Einleitung und Begrüßung

In der letzten Folge für dieses Jahr reden Teresa und Eva zuerst darüber, dass jetzt Weihnachtsferien sind und trotz Ferien viel für die Uni zu tun ist. Außerdem unterhalten sich die Beiden über das Hörertreffen in Wien, wo sie gemeinsam mit Hörern des Podcast eine Führung über die Meteoritensammlung im Naturhistorischen Museum gemacht haben.

Das Thema dieser Folge ist über Leben auf anderen Planeten, genauer gesagt über die Entdeckung von Leben auf Exoplaneten. In den letzten Folgen haben wir schon einiges über Exoplaneten erfahren und diesmal wollen wir uns der Frage, wie man denn Leben auf Exoplaneten, genauer in deren Atmosphären entdecken kann, widmen.

Astrobiologie

Die Astrobiologie ist ein breit gefächertes interdisziplinäres Feld aus Mikrobiologie, Biophysik, Biochemie, Chemie, Astronomie, physikalische Kosmologie, Exoplanetologie, Geologie, Planetologie, Ichnologie (Teilgebiet der Paläontologie, welches sich mit den Auswirkungen biologischer Aktivität auf das Sediment beschäftigt). Wie man sieht arbeiten hier Wissenschaftler aus sehr vielen verschiedenen Disziplinen zusammen.

Diese Wissenschaft befasst sich mit Fragen wie:

● Wie entstand Leben auf der Erde?

● Gibt es Leben außerhalb der Erde, auf anderen Planeten oder Monden?

● Wie suchen wir danach?

● Das beste Exemplar für Leben ist natürlich die Erde. Aber existiert es auch anderswo? In anderen Formen?

● Grenzen des Lebens?

● Welche Form des Lebens könnte es geben?

● Unter welchen extremen Bedingungen kann Leben, sogenannte Extremophile (Organismen, die sich extremen Umweltbedingungen angepasst haben, die im Allgemeinen als lebensfeindlich betrachtet werden) überleben? Extremophile leben beispielsweise bei Vulkanen, in der Tiefsee, bei heiße Quellen etc.

Kurzgesagt, Astrobiologie versucht die große Frage zu beantworten: Sind wir alleine?

Dabei stellt sich auch gleich mal die Frage, was ist Leben eigentlich? Selbst nach Jahrzehnten Forschung hat man noch keine eindeutige Antwort.

Wissenschaftliche Institute, die sich mit der Astrobiologie beschäftigen sind Institute wie NAI, NASA Astrobiology Institute, EAI European Astrobiology Institute oder das CAB, Centro de Astrobiología.

Bei der Erforschung von Leben auf anderen Planeten geht man von Bedingungen, so wie sie auf der Erde sind aus, da wir das kennen und erforschen können. Falls es eine Biologie gibt, die sich radikal anders verhält als auf der Erde, dann würden wir nicht wissen, wie wir ein Experiment bauen sollen, um diese Form des Lebens zu entdecken.

Gründe, warum Leben weitverbreitet im Universum ist

● Die Bausteine für Leben, organische Moleküle, formen sich einfach und natürlich, anhand einfacher Chemie, in der Natur, sowie im Labor.

● Diese Bausteine für Leben sind weit verbreitet im Universum.

● Leben hat sich schon sehr früh auf der Erde geformt, als die Erde noch sehr inhospitabel war.

● Das Leben auf einem terrestrischen Planeten kann unter sehr vielen physischen und chemischen Bedingungen (Druck, Temperatur, Wassergehalt, pH-Wert etc) überleben.

● Es gibt viele habitable Welten von Planeten und Monden außerhalb unseres Sonnensystems.

Das Limit ist aktuell die Technologie, aber da gibt es schon

Suche nach Leben außerhalb unseres Planeten Erde

Die Suche nach Leben außerhalb unseres Planeten kann grob in drei Bereiche unterteilt werden:

● Die Suche nach habitablen Plätzen im Sonnensystem mithilfe von Raumfahrzeugen und Robotischen Proben.

● Die globale Änderung von Exoplaneten Atmosphären durch metabolische Prozesse von Mikroben. Metabolische Prozesse sind chemische Umwandlungen von Stoffen im Körper von Lebewesen, auch bekannt unter Stoffwechsel. Mikroben sind mikroskopische kleines Lebewesen, das als Einzelwesen nicht mit bloßem Auge erkennbar ist. Oft sind das Einzeller, aber auch wenigzellige Lebewesen wie Pilze und Algen. Dabei sind vor allem erdähnliche terrestrische Planeten innerhalb von 20-30pc das Ziel. Pc ist die Einheit Parsec und entspricht ca. 3.26 Lichtjahren oder 206265 Astronomischen Einheiten. Diese Einheit wird vor allem für Distanzen außerhalb unseres Sonnensystems verwendet.

● Die letzte Kategorie ist die Suche nach Signaturen von Technologie von extraterrestrischer Zivilisation in Form von Radio und optischen Pulssignalen, thermischen Fußabdrücken, oder physischen Artefakten. Damit beschäftigt sich beispielsweise auch SETI.

Ich möchte in der Folge hauptsächlich auf die Suche nach Leben in Exoplaneten eingehen.

Die Erde in der Größe eines Pixel

Nehmen wir mal an, dass wir die Erde von weit weg beobachten. Wie würden wir Leben auf der Erde entdecken, wenn wir weit weg sind? Die Erde wäre so groß wie ein Pixel im Bild, lediglich ein schwacher blauer Punkt. Man kann keine großen Konstruktionen sehen, die von der menschlichen Zivilisation erschaffen wurden, wie die Pyramiden von Ägypten, die chinesische Mauer oder andere massive Kunstwerke. Auch die großen Städte, die wir gebaut haben, wird man nicht sehen, da weniger als 1% der Erde urbanisiert ist.

Es gab mal eine Gruppe von Forschern, die 10 000 Bilder über 2 Jahre von der Erde gemacht haben und jedes Bild der Erde auf ein Pixel reduzierten. Dabei haben sie zwei verschiedene Veränderungen gemessen: jene Änderungen, die durch die verändernden Wolkendecke über den Planeten, und jene Änderungen, durch Kontinente und Ozeane, wenn sie durch die Drehung der Erde sichtbar waren. Das war natürlich ein wichtiger Beweis, um auf Exoplaneten Topographie zu studieren, aber weiterhin kein Beweis auf Biologie.

Transitspektroskopie

Mithilfe von Transitspektroskopie, eine sehr genaue, jedoch auch sehr schwierige Methode, will man in Zukunft die Atmosphären von Exoplaneten untersuchen. Anhand der gewonnenen Spektren untersucht man dann die einzelnen Gase, die sich in deren Atmosphären befinden. Dabei macht man mehrere Aufnahmen und schaut, ob sich die Atmosphäre und deren Elemente verändern. Hier ist ein tolles Video, von NASA, wie wir Exoplaneten Atmosphären entdecken können.

Laut Modellen von Atmosphären braucht man Daten von 30-50 Transits, um genügen Daten zu haben, um Sauerstoff und Methan in Erdanalogen, die rote Zwerge in einer Distanz von ca. 15pc umkreisen, zu entdecken.

Biosignaturen

Betrachtet man das Erdspektrum im Vergleich zur Venus und Marsspektrum, so sieht man, dass die Atmosphären von Venus und Mars 95% CO_2 haben und Spurenelemente von Sauerstoff. Schaut man jedoch zur Erde, so sieht man, dass dieses aus 21% Sauerstoff und Spurenelementen von CO2 besteht. Das Sauerstoff wurde durch Mikroben, den sogenannten Cyanobakterien, vor Milliarden von Jahren prdoduziert und wurde seither durch Leben beibehalten, was die Atmosphäre weit aus dem Gleichgewicht bringt.

Neben Sauerstoff gibt es jedoch noch sehr viele verschiedene Gase, die auf Leben hinweisen können. Diese werden allgemein unter Biosignatur zusammengefasst.

Eine Biosignatur (manchmal „chemisches Fossil“ oder „molekulares Fossil“ genannt) ist ein Element, Molekül, Isotop oder Naturphänomen, das einen wissenschaftlichen Beweis für die Existenz von Leben in der Gegenwart oder Vergangenheit liefert.

Ein Biosignaturgas ist ein Gas, welches durch Leben auf ein nachweisbares Niveau in einer planetaren Atmosphäre produziert wird.

Wissenschaftler haben dabei mal eine ganze Liste von Molekülen zusammengestellt und kamen auf 14 000 Moleküle, die auf Leben hinweisen könnten. Hier wurde in der Folge Element anstatt Molekül gesagt.

Wir sprechen weiters auch von CHNOPS, sechs Elemente, die in verschiedenen Kombinationen in den meisten Biomolekülen anzutreffen sind. Die einzelnen Buchstaben stehen für die Abkürzungen der Elemente Kohlenstoff, Wasserstoff, Stickstoff, Sauerstoff, Phosphor und Schwefel.

Auch wenn man die gleichen chemischen Zutaten hat, so ist das Ergebnis das dabei rauskommt sehr unterschiedlich. Als Analog dazu: Alle Küchen sind gleich eingerichtet, sie haben einen Ofen und Regale mit ähnlichen Zutaten, aber die Speisen, die man aus der Küche serviert bekommt, können stark variieren.

Instrumente

Um diese Elemente in Atmosphären von Exoplaneten zu entdecken, gibt es verschiedene Teleskope, zum Beispiel das James Web Space Telescope (JWST).

Neben dem JWST gibt es auch einige bodengebundene Teleskope, wie das 24.5m Giant Magellan Teleskop in Chile, das 30m Teleskop in Hawaii oder das zukünftige 39m Extremely Large Telescope (ELT) in Chile. All diese Teleskope besitzen hochauflösende Spektrografen, welche sensitiv auf Sauerstoff und ein breites Spektrum an weiteren Biosignaturen sind.

Wichtige zukünftige Missionen sind beispielsweise PLATO (Planetary Transits and Oscillations of Stars) oder ARIEL (Atmospheric Remote-Sensing Infrared Exoplanet Large-Survey), das Transitspektroskopie für Exoplaneten macht. Das Teleskop ist zwar kleiner, wird aber ausschließlich den Exoplaneten gewidmet, sowie viele weitere Missionen (Nancy Grace Roman Space Telescope, HabEx (Habitable Planet Imaging Mission), LUVOIR (Large Ultraviolet Optical and Infrared Surveyor)).

Die Biosignaturen sind bei unterschiedlichen Wellenlängen sichtbar, da die Moleküle und Elemente bei verschiedenen Wellenlängen Absorptions- oder Emissionslinien erzeugen. Dabei kann man einige wichtige Biosignaturen im Infraroten Wellenlängenbereich sehen, weshalb da viele Teleskope operieren.

Fazit

Wir können gespannt bleiben, was zukünftige Missionen noch so alles entdecken werden und die Forschung über die Atmosphären von Exoplaneten ist ein brandaktuelles Thema, das bestimmt noch viele spannende Ergebnisse mit sich bringen wird.

Weiterführende Links

Life beyond Earth: How will it first be detected?

Toward a List of Molecules as Potential Biosignature Gases for the Search for Life on Exoplanets and Applications to Terrestrial Biochemistry

TEDx Talk über Astrobiologie

Biosignatures Search in Habitable Planets

EXOPLANETS - The Search for Atmospheric Biosignature Gases, Professor Sara Seager, MIT

Astrobiology at NASA

NAI (NASA Astrobiology Institute)

EAI (European Astrobiology Institute)

CAB (Centro de Astrobiología)

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