Sternengeschichten

Sternengeschichten Folge 560: Quasi-Sterne

In der heutigen Folge der Sternengeschichten geht es um Quasi-Sterne. Und damit sind nicht die "quasi stellar objects" gemeint, beziehungsweise die "Quasare"; also die aktiven Zentren von fernen Galaxien, von denen ich in Folge 52 schon ausführlich erzählt habe. Die Quasi-Sterne um die es jetzt geht sind, sind wie normale Sterne, nur nicht so ganz. Quasi Sterne eben. Es sind Objekte, die von außen so aussehen wie normale Sterne, in deren Inneren sich aber eine Überraschung verbirgt. Diese kosmischen Überraschungseier sollte man aber eher geschlossen halten, denn in ihnen gibt es nichts zum Spielen und auch keine Schokolade. Sie sind allerdings äußerst spannend und um zu verstehen, warum das so ist, müssen wir bei einem ganz anderen Problem anfangen.

Und brauchen dafür jetzt doch noch einmal kurz die Quasare, die ich zu Beginn erwähnt habe. Wir wissen, dass sich in den Zentren aller großen Galaxien gigantische schwarze Löcher befinden, deren Masse das Millionen- bis Milliardenfache der Sonnenmasse betragen kann. Solche supermassereichen schwarzen Löcher können ruhig sein oder aktiv, je nachdem was sich in ihrer Umgebung befindet. In jungen Galaxien gibt es jede Menge Gas und Staub und all das wirbelt um das zentrale schwarze Loch herum, bevor es hineinfällt. Bei diesem Wirbeln wird elektromagnetische Strahlung freigesetzt und deswegen leuchtet die Umgebung dieser aktiven schwarzen Löcher enorm hell. So hell, dass man das auch noch in großer Entfernung beobachten kann. Diese aktiven Zentren ferner Galaxien nennt man auch "Quasare"; die Zentren von alten Galaxien wie unserer Milchstraße sind dagegen ruhiger. Dort ist nur noch sehr wenig Staub und Gas und diese supermassereichen schwarzen Löcher bringen ihre Umgebung deswegen deutlich weniger stark zum Leuchten.

Dass es supermassereiche Löcher in den Zentren der Galaxien gibt, weiß man schon lange (darüber habe ich in Folge 455 mehr erzählt) und spätestens als wir 2019 das erste Bild so eines supermassereichen schwarzen Lochs gemacht haben, besteht darüber kein Zweifel mehr. Was wir dagegen nicht gut verstehen, ist die Entstehung dieser Objekte. Wir wissen, wie normale schwarze Löcher entstehen, also schwarze Löcher die bis zu ein paar Dutzend Mal schwerer sind als die Sonne. So etwas bildet sich, wenn ein großer Stern am Ende seines Leben keine Kernfusion mehr durchführen kann und unter seinem eigenen Gewicht immer weiter in sich zusammenfällt. Es gibt aber keine Sterne, die so groß sind, dass sie zu einem schwarzen Loch kollabieren, dass ein paar Millionen Sonnenmassen hat.

Kein Problem, könnte man denken: Dann entstehen diese gewaltigen schwarzen Löcher halt in dem viele kleine miteinander verschmelzen. Das ist prinzipiell zwar möglich. Aber es braucht Zeit und wir haben mittlerweile aktive Galaxien entdeckt, die nur ein paar hundert Millionen Jahre nach dem Urknall existieren - und das ist zu kurz, als dass ein supermassereiches schwarzes Loch aus vielen kleinen entstehen kann. Es muss also einen anderen Mechanismus geben; einen Mechanismus, der schwarze Löcher produziert, die deutlich größer sind als sie normalerweise aus dem Kollaps eines Sterns entstehen würden.

Die Quasi-Sterne sind genau so ein Mechanismus. Und zwar ein hypothetischer, das sage ich am besten gleich dazu. Wir wissen nicht, ob es solche Objekte gibt, aber wenn, dann wären sie enorm faszinierend. Simpel gesagt handelt es sich um einen Stern, in dessen Inneren ein schwarzes Loch sitzt. Nur dass es eben kein echter Stern sein kann; in normalen Sternen findet im Zentrum Kernfusion statt und die sorgt dafür, dass so ein Stern überhaupt so funktionieren kann, wie ein Stern. Die großen Mengen an Gas aus denen ein Stern besteht, wollen unter ihrer eigenen Schwerkraft immer stärker in sich zusammenfallen; die bei der Kernfusion freiwerdende Strahlung dagegen bewegt sich vom Kern nach außen und wirkt diesem Kollaps entgegen. Deswegen bleibt ein Stern stabil und es klingt ein wenig seltsam, wenn man behauptet, dass im Kern eines Sterns auch ein schwarzes Loch sein kann. Das schwarze Loch zieht einfach alles an, verschluckt die Gasmassen des Sterns und fertig. Am Ende kriegen wir ein schwarzes Loch und es bleibt weder ein Stern übrig, noch ein Quasi-Stern.

Das ist im Prinzip richtig. Aber in Warheit auch ein wenig komplizierter. Gehen wir zurück in die Frühzeit des Universums, als es noch keine Sterne gab. Nur sehr viel Wasserstoff und Helium; die anderen chemischen Elemente gab es damals noch nicht, denn die müssen ja erst durch die nuklearen Prozesse in den Sternen produziert werden. Die gigantischen Gaswolken aus Wasserstoff und Helium kollabieren und bilden nun genau diese ersten Sterne. Es kann aber auch sein, dass die Gaswolke so enorm viel Masse hat, dass sie gleich direkt zu einem schwarzen Loch kollabiert. Und es kann sein, dass da noch viel mehr Masse ist. Dann kriegen wir ein schwarzes Loch mit einer Hülle aus Wasserstoff und Helium. Und warum fällt dieses ganze Zeug nicht auch einfach ins schwarze Loch?

Weil schwarze Löcher eben nicht einfach nur Löcher sind, in das Zeug kommentarlos hineinfällt. Ich hab das zu Beginn schon erwähnt: Material in der Nähe eines schwarzen Lochs fällt nicht auf direktem Weg hinein, so wie ein Stein, den man in ein Loch im Boden wirft. Es wird beschleunigt; es wirbelt auf spiralförmigen Umlaufbahnen um das Loch herum, bis es irgendwann am Ende dabei so nahe gekommen ist, dass es der Anziehungskraft nicht mehr entkommen kann. Und bei dieser enorm schnellen Bewegung wird das Material so stark aufgeheizt, dass es Strahlung abgibt. Diese Strahlung kann so stark sein, dass sie das verbliebene Material in der Umgebung des schwarzen Lochs regelrecht davon pustet und deswegen kann ein schwarzes Loch auch nicht so einfach beliebig stark anwachsen. Man nennt das das "Eddington-Limit": Wenn ein schwarzes Loch zu viel Zeug verschluckt, entsteht dabei so viel Strahlung, dass der Rest weit hinaus ins All gedrückt wird und nicht mehr ins Loch fallen kann. Das Wachstum des schwarzen Lochs hat also eine eingebaute Grenze und das ist ein Problem, wenn wir auf der Suche nach einem Mechanismus sind, der überdurchschnittlich große schwarze Löcher produziert.

Es ist allerdings nur auf den ersten Blick ein Problem. Auf den zweiten Blick sieht die Situation nämlich so ähnlich aus, wie ich es vorhin kurz bei den normalen Sternen erzählt habe. Die Gravitation will den Stern kollabieren lassen; der Strahlungsdruck der Kernfusion wirkt dem entgegen und es entsteht ein Gleichgewicht, dass den Stern stabil hält. Jetzt haben wir eine sehr große Menge an Gas, die kollabiert. Ein schwarzes Loch entsteht; verschluckt noch mehr Material und dabei wird Strahlung frei, die nach außen drängt. Wenn die Gashülle um das schwarze Loch aber aussreichend viel Masse hat, dann kann sie durch diese Strahlung NICHT weggedrückt werden. Wir kriegen ein Gleichgewicht, zwischen der Strahlung die aus der Umgebung des schwarzen Lochs frei wird und der Gravitationskraft der Gashülle. Und auch hier kann am Ende eine Art von Gleichgewicht entstehen. Kein dauerhaftes natürlich. Die Strahlung die aus der Umgebung des schwarzen Lochs kommt, reicht nicht, um die äußere Gashülle davon zu pusten. Sie kann sie aber auch nicht dauerhaft auf Abstand zum schwarzen Loch halten. Das heißt, es fällt weiterhin ständig Material aus der Hülle ins Loch; das Loch wächst - langsam - immer weiter, bis die Gashülle irgendwann komplett weg ist. Es dauert circa 7 Millionen Jahre, bis alles verschluckt ist, aber während dieses Vorgangs würde das Objekt von außen so aussehen, wie ein großer, heißer Stern, obwohl er alles andere ist als ein normaler Stern.

"Groß" heißt hier wirklich groß: Ein solcher Quasi-Stern hätte eine Masse von circa 10 Millionen Sonnenmassen; so viel wie manche sehr kleine Galaxien. Und der Quasi-Stern ist zwar groß, aber definitiv kleiner als eine Galaxie, weil eben ein großer Teil der Masse im schwarzen Loch in seinem Inneren sitzt. Die äußersten Schichten der Gashülle, die das Loch umgeben hätten eine Temperatur von circa 10.000 Grad, was circa doppelt so viel ist als bei der Sonne, aber nicht unbedingt untypisch für Sterne.

Wichtig ist aber, was am Ende passiert: Nachdem das schwarze Loch die gesamten Gasmassen verschluckt hat, hat es eine Masse von ein paar tausend Sonnenmassen und das ist deutlich mehr, als es normalerweise haben könnte. Denn normalerweise würde eben das Eddington-Limit verhindern, dass ein schwarzes Loch zu stark wächst. Weil wir bei einem Quasi-Stern aber genau die richtigen Bedingungen haben; weil die Masse der Gashülle genau groß genug ist, um NICHT durch die Strahlung davon gepustet zu werden; weil wir hier das schwarze Loch quasi langsam genug füttern: Deswegen kann es über sein normales Limit hinaus wachsen. Und wenn so etwas oft genug vorkommt und es ausreichend viele solcher schwarzen Löcher gibt, die aus Quasi-Sternen entstanden sind, und DIE miteinander verschmelzen, dann könnte das schnell genug passieren, um zu erklären, wie die supermassereichen schwarzen Löcher entstanden sind, die wir heute beobachten.

Die ganze Sache klingt plausibel; ist aber eben nur eine Hypothese. Und eine, die schwer zu überprüfen ist. Quasi-Sterne kann es nur im frühen Universum gegeben haben. Sie können nur aus Gaswolken entstehen, die aus Wasserstoff und Helium bestehen. Beziehungsweise: Sie können nur aus Gaswolken entstehen, in denen außer Wasserstoff und Helium sonst keine anderen Elemente enthalten sind. Warum das so ist, ist fast schon wieder ein Thema für eine eigene Sternengeschichte. Aber ganz kurz erklärt: Wie groß eine Gaswolke beziehungsweise ein Protostern werden kann, hängt unter anderem auch von der Fähigkeit des Gases ab, sich selbst zu kühlen. Ansonsten landen wir wieder beim Eddington-Limit: Wenn die Gasmassen zu heiß werden, dann können sie nicht mehr zu einem kompakteren Objekt wie einem Stern kollabieren sondern fliegen auseinander. Aus diversen Gründen, auf die ich hier jetzt nicht eingehen möchte, läuft der Kühlungsprozess effizienter, wenn in einer Gaswolke nicht nur Wasserstoff und Helium vorhanden sind, sondern auch andere chemische Elemente. Die gab es aber im frühen Universum nicht; und deswegen waren damals sehr, sehr große Gaswolken nötig, mit ausreichend viel Masse, um die ersten Sterne entstehen zu lassen. Nur solche großen Massen konnten ausreichend viel Gravitationskraft aufbringen, um trotz der schlechteren Kühlung zu Sternen zu kollabieren. Deswegen waren die erste Sterne im Universum so viel größer als die Nachfolgegenerationen, denen dann ja schon die chemischen Elemente zur Verfügung standen, die diese ersten Sterne bei der Kernfusion erzeugt haben.

Für einen Quasi-Stern braucht man aber noch viel mehr kollabierende Masse und wenn man das mit einer "modernen" Gaswolke aus dem heutigen Universum versuchen würde, würde das nicht klappen. Es kann sie nur im frühen Universum gegeben haben und ein paar Millionen Jahre später waren sie schon wieder verschwunden und zu großen schwarzen Löchern geworden.

Irgendwie müssen die supermassereichen schwarzen Löcher entstanden sein; immerhin wissen wir ja, dass sie da sind. Vielleicht waren die Quasi-Sterne im frühen Universum ihr Ursprung. Und vielleicht finden wir irgendwann auch noch einen Weg, das zweifelsfrei nachzuweisen. Bis dahin bleibt es weiter spannend; ganz ohne Schokolode.

Sternengeschichten Folge 559: Der Rechenfehler und die Supernova

John Flamsteed wurde 1675 der erste königliche Astronom in England, er gründete die Königliche Sternwarte in Greenwich, er stritt sich heftig mit Isaac Newton - aber all diese Geschichten habe ich schon in anderen Folgen der Sternengeschichten erzählt. Heute geht es um den Himmelsatlas Historia coelestis Britannica, das Lebenswerk von Flammsteed. Genauer gesagt: Es geht um einen ganz besonderen Stern, der in diesem Katalog aufgeführt ist. Einen Stern, den es gar nicht gibt.

Flamsteeds Katalog enthielt die Positionen von 2935 Sternen. Er hat sie alle beobachtet, die Beobachtungsdaten in mühsamer und komplizierter Arbeit in Koordinaten umgerechnet; entsprechende Karten dazu gezeichnet, und so weiter. Warum? Weil das, und fast nur das, damals die Arbeit der Astronomie war! Man konnte ja nicht mehr tun, als die Positionen der Sterne zu messen, und noch ihre Helligkeit. Aber mehr war da nicht; all das, was wir heute über den Aufbau, die Entwicklung der Sterne, über die Galaxien, und so weiter bekannt ist, war damals nicht nur unbekannt, es war für die Menschen auch unmöglich, das mit ihren Methoden herausfinden zu können. Darüber hinaus hat Flamsteed auch ein ganz praktisches Ziel verfolgt; sein Atlas sollte ein fundamentaler Teil einer neuen Methode sein, wie Schiffe auf hoher See ihre Position bestimmen können, aber das hab ich ja in Folge 148 schon genau erklärt.

Flamsteed hat jedenfalls sehr viele Sterne beobachtet. Er konnte dabei natürlich auch keine fotografischen Methoden nutzen; er konnte nur schauen und mit seinen Messgeräten probieren, die Position zu genau wie möglich zu bestimmen. Bilder, die er auch später in Ruhe nochmal nachträglich vermessen konnte, gab es nicht. Es ist also verständlich, wenn man davon ausgeht, dass Flamsteed ab und zu mal Fehler gemacht hat. Wir alle machen Fehler und bei fast 3000 Sternen wäre es überraschend, wenn da jede einzelne Position perfekt passt. Flamsteed hat die endgültige Veröffentlichung seines Werks auch nicht mehr erlebt; es wurde nach seinem Tod herausgegeben und auch danach haben andere Forscherinnen und Forscher nochmal alles genau angesehen und probiert, Fehler zu korrigieren.

Eine dieser Forscherinnen war Caroline Herschel, die Schwester des Astronomen Wilhelm Herschel, der den Uranus entdeckt hat. Caroline war aber nicht nur die Schwester, sondern selbst auch Astronomin die ihrer eigenen Forschung nachging. Und bei ihrer ausführlichen Kontrolle von Flamsteeds Katalog ist ihr der Stern mit der Bezeichnung "3 Cassiopeia" aufgefallen. Da, wo der laut Flamsteed sein sollte, war am Himmel nichts zu finden. Knapp daneben war ein anderer Stern, und Herschel ging davon aus, dass Flamsteed sich bei der Positionsbestimmung ein klein wenig verrechnet hatte und eigentlich diesen Stern gemeint hatte. Sie fand auch keine Aufzeichnungen von Flamsteed zur genaue Rechnung und strich den aus ihrer Sicht nicht existenten Stern aus dem Katalog und setzte stattdessen den anderen ein.

Auch der Astronom Francis Baily beschäftigte sich mit der Korrektur von Flamsteeds Arbeit. Und auch er stolperte über 3 Cassiopiea. Der Fehler, den Flamsteed gemacht haben musste, um die Position des Sterns so falsch zu berechnen, war eigentlich untypisch groß für Flamsteed, der sonst immer extrem genau gearbeitet hat. Auch er konnte nicht herausfinden, was Flamsteed da beobachtet hatte; warum er einen Stern gesehen haben sollte, der nicht da ist.

Aber gut - Fehler passieren eben nun mal. Und wenn ein Katalogeintrag unter tausenden ein wenig komisch ist, dann muss man daraus kein großes Drama machen. 3 Cassiopeia wurde gestrichen und die Sache war vorerst erledigt. Aber so ganz ist der mysteriöse Rechenfehler-Stern nicht aus der Astronomie verschwunden. Und tatsächlich haben wir das Rätsel mittlerweile vielleicht gelöst. Wir springen ein wenig in die Zukunft; aus dem 17. Jahrhundert in die Mitte des 20. Jahrhunderts. 1948 veröffentlichten die britischen Astronomen Martin Ryle und Francis Graham-Smith Ergebnisse aus ihren Beobachtungen auf dem damals noch sehr neuen Forschungsfeld der Radioastronomie. Im Sternbild Cassiopeia fanden sie dabei eine extrem starke Radioquelle, also irgendein Objekt oder Phänomen, bei dem enorme Mengen an elektromagnetischer Strahlung im langwelligen Radiobereich freigesetzt werden. Das Ding hat heute die Bezeichnung "Cassiopeia A" und ist eine der stärksten Radioquelle außerhalb des Sonnensystems, die wir am Himmel beobachten können. Um was es sich dabei genau handelt, wussten Ryle und Smith damals noch nicht. Erst ein paar Jahre später konnte man Cassiopeia A auch mit normalen Teleskopen beobachten. Und je genauer man hinsehen konnte, desto klarer wurde die Lage. Das Objekt dehnte sich aus; sehr schnell sogar. Man beobachtete also offensichtlich eine Art Explosion. Mittlerweile haben wir sehr detaillierte Bilder, die unter anderem von Weltraumteleskopen gemacht worden sind und die zeigen sehr eindeutig, dass Cassiopeia A der Überrest einer Supernova-Explosion ist. Ein gewaltiger Roter Riesenstern muss hier unter seinem eigenen Gewicht kollabiert sein, als er keinen Treibstoff mehr für die Kernfusion in seinem Inneren hatte.

Wir sehen leuchtende Gasmassen, die sich annähernd kugelförmig um ein Zentrum verteilen. Was wir nicht direkt sehen, aber messen können, ist die Geschwindigkeit mit der sich diese Gasschalen ausdehnen. Sie tun das mit bis zu 6000 Kilometer pro Sekunde und das ganze Material ist so heiß, dass es jede Menge Strahlung abgibt, unter anderem eben auch die Radiostrahlung, die Ryle und Smith damals gemessen haben. Im Zentrum der sich ausbreitenden Gasmassen befindet sich vermutlich ein Neutronenstern, also der letzte, extrem verdichtete Rest des Kerns, der vom ehemaligen Riesenstern noch übrig geblieben ist, bevor er damals bei der gewaltigen Explosion seine äußeren Schichten im All verteilt hat.

Aber: Wann war dieses "damals" eigentlich? Das kann man berechnen, wenn man schaut, wie schnell sich das Gas ausbreitet und welche Strecke es schon zurück gelegt hat. Dann kann man zurückrechnen auf den Zeitpunkt, als alles in der Mitte vereint war; der Stern also noch ganz war. Tut man das, dann kommt man ungefähr auf das Jahr 1680. Und 1680, im August um genau zu sein, hat Flamsteed auch die Beobachtungen gemacht, bei der er den mysteriösen Stern 3 Cassiopeia gesehen haben will. Es ist natürlich auch kein Zufall, dass sowohl Flamsteeds Stern als auch der Supernova-Überrest das "Cassiopeia" im Namen haben. Beide Objekte befinden sich in der gleichen Gegend am Himmel, dort wo das Sternbild Cassiopeia ist. Tatsächlich liegen die Positionen des Supernova-Überrests und von Flamsteeds Sterns sehr nahe beieinander.

Hat Flamsteed also tatsächlich gesehen, wie der Rote Riesenstern explodiert ist? Cassiopiea A ist circa 11.000 Lichtjahre von der Erde entfernt. Es ist kein Wunder, dass dort niemand einen Stern gesehen hat; mit den damaligen Teleskopen kann man das in so einer Entfernung nicht sehen. Wenn der Stern aber zur Supernova wird, wird er so hell, dass er sichtbar ist. Wenn es aber eine wirklich helle Supernova gewesen wäre, dann wäre es komisch gewesen, wenn außer Flamsteed niemand etwas gesehen hätte. Untersuchungen haben aber gezeigt, dass die Helligkeit in diesem Fall gerade an der Grenze gewesen sein könnte, wo man ein Teleskop braucht, um das Ding zusehen. Wer also einfach nur so zum Himmel schaut, sieht nichts. Nur wer ein Teleskop an die richtige Stelle des Himmels richtet, sieht den Lichtpunkt, der allerdings ohne weitere Analyse auch nicht anders aussieht, als ein Stern. Es ist also möglich, dass Flamsteed zufällig Glück hatte und die Supernova bei seiner Katalogarbeit entdeckt und für einen Stern gehalten hat. So eine Supernova verblasst aber im Lauf der Zeit; nach ein paar Monaten oder Jahren ist nix mehr zu sein, zumindest nicht in so einem Teleskop wie es Flamsteed damals hatte.

Und dann wundern sich Leute wie Herschel oder Baily, warum da ein Stern im Katalog steht, der gar nicht mehr am Himmel ist. Tatsächlich hat man später auch die Aufzeichnungen gefunden, in denen Flamsteed seine Messungen und Berechnungen aufgeschrieben hat. Und festgestellt, dass er nicht einfach die Position eines Sterns falsch bestimmt hat. Flamsteed hat 3 Cassipoeia beobachtet und er hat auch Beobachtungsdaten für den Stern, von dem Caroline Herschel dachte, es wäre der Stern mit dem Flamsteed 3 Cassiopiea verwechselt hat. Oder anders gesagt: Es ist kaum möglich, dass es diese Verwechslung gegeben hat. Da war wirklich ein Stern am Himmel, den Flamsteed beobachtet hat und der später nicht mehr zu finden war.

Ist der Fall damit also gelöst? Es wäre schön, aber so eindeutig ist es selten, wenn man es mit der Geschichte zu tun hat. Wir wissen schlicht und einfach nicht, was Flamsteed damals gemacht hat. Der Unterschied in der Position von 3 Cassiopiea und Cassipoeia A ist klein, aber doch größer, als die Fehler, die Flamsteed üblicherweise bei seinen Positionsbestimmungen gemacht hat. Aber es gibt so viel, was bei Beobachtungen schief gehen kann; wer weiß schon, was da wirklich passiert ist. Aber es ist zumindest durchaus plausibel, dass John Flamsteed im Sommer 1680 tatsächlich als einziger Mensch die Supernovaexplosion eines 11.000 Lichtjahre entfernten Riesensterns gesehen hat. Und weil er nicht gewusst hat und auch nicht wissen konnte, mit was er zu tun hat, ist dieses gewaltige kosmische Ereignis nur zu einem weiteren Katalogeintrag und dann als vermeintlicher Rechenfehler ganz gestrichen worden…

Sternengeschichten Folge 558: Analoge Standorte: Mars und Mond auf der Erde

Raumfahrt ist ein großartiges Abenteuer. Egal ob es jetzt um Satelliten geht, die fremde Himmelskörper umkreisen und fantastische Bilder zur Erde schicken. Oder um Rover, die auf der Oberfläche von Mond und Mars herumfahren. Oder um Menschen, die diese fremden Welten tatsächlich betreten. Raumfahrt ist aber nicht nur ein Abenteuer sondern ein gefährliches Abenteuer und vor allem nicht Selbstzweck, sondern Wissenschaft. Wir wollen diese fremden Welten verstehen und wir wollen dabei nicht sterben und auch nicht unnötig viel Geld verschwenden. Auf der Erde kann man in vielen Fällen Dinge einfach ausprobieren und wenn es nicht klappt, dann zieht man hier eine Schraube nach, baut dort ein neues Teil an und versucht es noch einmal. Ok, so einfach ist es nicht immer, aber im Weltall ist es nie einfach. Es ist schon gefährlich und aufwendig, überhaupt einmal dorthin zu kommen. Und wenn man dort ist und etwas nicht funktioniert, dann hat man im besten Fall nur ein teures Gerät kaputt gemacht und im schlimmsten Fall sterben Menschen.

Aber wie soll man das Problem lösen? Der Weltraum ist gefährlich, gerade weil es der Weltraum ist und nicht die Erde. Die Bedingungen dort; die Bedingungen auf Mond oder Mars sind völlig anders als auf der Erde. Wie soll man etwas für einen Einsatz im Weltraum oder auf der Oberfläche eines anderen Himmelskörpers testen, wenn man sich nicht dort befindet? Gar nicht, wäre die korrekte Antwort. Zumindest dann nicht, wenn man die Tests unter exakt den gleichen Bedingungen wie beim Einsatz durchführen will. Aber man kann zumindest probieren, näherungsweise hier auf der Erde nach Bedingungen zu suchen, die man auch außerhalb der Erde findet. Orte, an denen das möglich ist nennt man "Analoge Standorte" und die wollen wir uns in dieser Folge ein wenig genauer ansehen.

Was genau ein "analoger Standort" ist, hängt davon ab, was man genau untersuchen will. Ein Container der auf irgendeinem Parkplatz rumsteht, kann ein analoger Standort sein, wenn es darum geht herauszufinden, wie Menschen sich verhalten, wenn sie lange Zeit auf engstem Raum eingesperrt sind, so wie sie es wären, wenn sie sich in einem Raumschiff oder einer Raumstation befinden. Aber im allgemeinen sucht man schon nach etwas präziseren Übereinstimmungen.

Man kann die Realitätsnähe analoger Standorte grob nach folgenden Kategorien einteilen: Morphologie, Chemie, Biologie und Forschungsbedingungen. Der Container am Parkplatz wäre ein Beispiel für die letzte Kategorie; da geht es ja darum, die Bedingungen nachzustellen, die Menschen bei ihrer Arbeit auf einer Raumstation haben. Genauso dazu gehören Unterwassereinrichtungen wie zum Beispiel die der NASA Extreme Environment Mission Operations oder kurz NEEMO, wo sich Astronautinnen und Astronauten knapp 20 Meter unter dem Meeresspiegel in speziellen Stationen wochenlang von der Außenwelt abschirmen und für ihre Arbeit üben können. Wenn sie dann die Station verlassen und sich im Wasser aufhalten, haben sie zwar keine echte Schwerelosigkeit, aber zumindest ähnliche Bedingungen wie bei einem Einsatz im Weltall und ein Raumanzug, der schon im Wasser Probleme macht, wird vermutlich auch im All nicht sonderlich praktisch sein.

Man kann aber auch nach anderen Ähnlichkeiten suchen, zum Beispiel nach geografischen Merkmalen auf der Erde, die denen auf anderen Himmelskörpern ähneln. Ein Rover, der sich über den Boden des Mars bewegen soll, sollte das zumindest in einer ähnlich beschaffenen Landschaft auf der Erde schaffen, sonst braucht er gar nicht erst losfliegen. Als die ersten Astronauten des Apollo-Programms zum Mond geflogen sind, hat man sie vorher an geologischen Expeditionen auf der Erde teilnehmen lassen, damit sie lernen, wie man zum Beispiel Gestein erkennt, das bei Asteroideneinschlägen entstanden ist. Das findet man auch auf der Erde und wenn sie es am Mond finden sollen, müssen sie besser vorher lernen, wie es aussieht. In der Umgebung vieler irdischer Vulkane findet man Terrain, dass dem auf dem Mond ähnlich ist; auf unseren Gletschern kann man zumindest ein Gefühl dafür kriegen, wie es in den Polarregionen des Mars sein muss, und so weiter. Neben diesen morphologischen Ähnlichkeiten, also den Ähnlichkeiten in der Form von geografischen Merkmalen, kann man auch auf die Chemie und die Biologie schauen.

Eine Rover, der auf dem Mars bestimmte Gesteinsarten finden und analysieren soll oder gar nach den Spuren von Mikroorganismen sucht, sollte all das auch auf der Erde finden können und idealerweise unter ähnlichen Bedingungen. Und bevor der Rover sich an die Arbeit machen kann, müssen wir überhaupt erst mal verstehen, ob und wie sich Chemie und Biologie auf anderen Himmelskörpern überhaupt verhalten könnten. Wenn wir wissen wollen, ob am Mars etwas lebt oder gelebt haben kann, müssen wir hier auf der Erde nach Orten suchen, wo es zumindest mal ebenso kalt und trocken ist und schauen, was dort leben kann und wie es das tut. Und so weiter. Es gibt jede Menge Fragestellungen, bei denen man schon hier auf der Erde anfangen kann, nach Antworten zu suchen, bevor man sich auf den Weg ins All macht. Und es gibt ebenso viele Orte, an denen man das tun kann. Die können wir uns nicht alle ansehen, aber zumindest ein paar davon schon.

Zum Beispiel den Rio Tinto im Südwesten von Spanien. Der Name bedeutet so viel wie "roter Fluss" und genau das ist er auch: Ein Fluss, dessen Wasser deutlich rot gefärbt ist. Grund dafür sind vor allem Pyrit und Chalkopyrit, zwei Eisenverbindungen die verwittern. Das tun sie unter anderem deswegen, weil dort Mikroorganismen leben, die in der Lage sind, einen Teil dieser Verbindungen quasi zu "fressen" und dabei andere Stoffe freisetzen, die dann in den Fluss gelangen. Wegen all dieser Stoffe ist das Wasser des Flusses auch extrem sauer, weswegen dort so gut wie nichts leben kann, nur eben ein paar sehr zähe, sehr extreme Mikroorganismen. Genau deswegen interessiert sich auch die Astrobiologie auch für den Rio Tinto, denn dort kann man lernen, wie es vielleicht auf dem Mars abgelaufen sein könnte. Eisenverbindungen gibt es dort heute noch jede Menge und Wasser gab es früher vielleicht mal sehr viel mehr als jetzt und wenn wir das Leben im Rio Tinto verstehen, kriegen wir einen Eindruck, wie es am Mars gewesen sein könnte.

Ein anderer analoger Standort ist Beacon Valley in der Antarktis. Dieser Ort kommt den Bedingungen am Mars vielleicht näher als jeder andere Ort auf der Erde. Dass es in der Antarktis kalt ist, ist keine Überraschung und wenn es dort richtig kalt ist, ist es fast so kalt wie auf dem Mars. Der Mars ist aber nicht nur kalt, sondern auch extrem trocken. Trockenheit erwartet man sich in der Antarktis nicht; immerhin ist da ja alles voll mit gefrorenem Wasser. Aber einerseits ist das Wasser dort eben gefroren und damit trocken und nicht flüssig. Und andererseits gibt es in der Antarktis auch die antarktischen Trockentäler, zu denen auch Beacon Valley gehört. Die Täler sind Teil des transantarktischen Gebirges, das sich einmal quer durch den südlichsten Kontinent zieht. Die Berge dort können bis zu 4500 Meter hoch werden und sie schirmen die Trockentäler vom Eis ab. Die Gletscher aus dem Inneren des Kontinents kommen da nicht drüber und auf der Küstenseite des Gebirges bleiben die Täler eisfrei. Auch der Wind, der vom eisigen Inneren über die Berggipfel zu den Tälern wehen muss, verliert dabei seine Feuchtigkeit. Der Schnee fällt auf das transantarktische Gebirge und übrig bleibt nur ein sehr trockender Fallwind, der von den Bergen in die Täler zum Meer saust und dabei noch die letzten Reste an Feuchtigkeit mitnimmt.

Wir haben dort also extrem kalte und trockene Bedingungen, so wie überall auf dem Mars. Auf der Erde sind die antarktischen Trockentäler aber einzigartig und deswegen auch ein einzigartiger analoger Standort wenn man den Mars erforschen will. Dass es auf der Oberfläche des Mars kein Leben zu geben scheint, wissen wir mittlerweile. Und auch in den Trockentäler der Antarktis gibt es an der Oberfläche quasi kein Leben. Aber dort gibt es unterirdische Seen und in einigen hat man schon Mikroorganismen gefunden. Noch haben wir solche Lebensräume auf dem Mars nicht gefunden, aber wenn wir sie einmal finden sollten, dann sicherlich nur, weil wir zuvor auf der Erde entsprechend geübt haben.

Wenn man auf der Suche nach einer extrem trockenen Gegend mit sehr dünner Luft ist - der Mars hat ja auch so gut wie keine Atmosphäre - dann wird man in der Atacama-Wüste fündig. Auch hier ist es kalt, im Vergleich zu vielen anderen Wüsten, immerhin liegt die Gegend 3000 Meter über dem Meeresspiegel. Durch die Höhe kriegt man auch sehr viel UV-Strahlung ab, wie man es in der dünnen Atmosphäre des Mars tun würde und Salzbecken mit Perchloraten. Das sind Verbindungen aus Chlor und Sauerstoff, die man auch im Marsstaub nachgewiesen hat. Und die auf der Erde von Mikroorganismen abgebaut werden können. Es ist also kein Wunder, dass auch in der Atacama-Wüste jede Menge weltraumrelevante Forschung durchgeführt worden ist.

Es gibt noch viel mehr Orte auf der Erde, wo man zumindest ein Gefühl dafür kriegen kann, wie es draußen im Weltall und auf der Oberfläche anderer Himmelskörper sein könnte. Das ist für die Wissenschaft sehr praktisch - aber uns Menschen reicht das Gefühl alleine nicht. Wir wollen wirklich dort draußen sein. Und wenn wir auf der Erde ausreichend viel geübt und gelernt haben, werden wir das irgendwann auch schaffen.

Sternengeschichten Folge 557: Das verschwundene Hafnium und die Entstehung der Erde

Die Astronomie hat es nicht leicht. So gut wie alles, was sie untersucht, ist absurd weit weg. Man kann es nur anschauen, und über die unvorstellbaren Entfernungen im Universum ist das natürlich nicht leicht. Trotzdem haben wir es im Laufe der Zeit geschafft, eine erstaunliche Menge an Wissen zu sammeln. Die Entfernung ist aber nur ein Problem, denn oft hat will man auch Dinge wissen, die prinzipiell nicht beobachtbar sind. Zum Beispiel die Entstehung der Planeten im Sonnensystem. Das ist vor 4,6 Milliarden Jahren passiert und wir haben keine Zeitmaschine, um das live ansehen zu können. Wir können probieren, andere Planetensysteme zu beobachten, die gerade dabei sind zu entstehen und daraus allgemeine Prinzipien abzuleiten. Wir können Computersimulationen erstellen, die in Modellen nachvollziehen, was damals passiert sein könnte. Aber wenn wir trotzdem irgendwas konkretes über die Entstehung eines Himmelskörpers wie der Erde wissen wollen, brauchen wir auch konkrete Daten. Und überraschenderweise geht das: Wenn wir wissen wollen, was bei der Entstehung der Erde passiert ist, müssen wir uns mit Hafnium beschäftigen.

Hafnium ist ein chemisches Element und eines von den eher unbekannten. Im Alltag hat man so gut wie nie damit zu tun und man hat es auch vergleichsweise spät entdeckt. 1912 hat man vermutet, dass es da noch ein stabiles chemisches Element geben muss, ein Atom das 72 Protonen im Atomkern haben muss. Immerhin kannte man ja schon die Elemente Lutetium und Tantal, die 71 beziehungsweise 73 Protonen im Atomkern hatten und da wäre es komisch gewesen, wenn es nicht auch eines mit 72 Protonen geben würde. Entdeckt hat man es aber erst 1923, in Kopenhagen und darum heißt es auch so, wie es heißt: Hafnia ist der lateinische Name der dänischen Hauptstadt.

Hafnium ist nicht sonderlich häufig und es kommt in der Erdkruste auch nicht in Reinform vor sondern nur in Verbindung mit dem Element Zirconium. Wenn man Hafnium auf chemischen Weg in Reinform gewinnt, dann kriegt man ein silbrig glänzendes Schwermetall, das trotzdem weich und biegsam ist. Weil es so wenig davon gibt und so schwer zu gewinnen ist, kommt man aber selten in die Verlegenheit, es bearbeiten zu müssen. Es wird eigentlich hauptsächlich als Steuerstab in Kernreaktoren verwendet, weil es sehr korrosionsbeständig ist und sehr gut die bei einer Kernspaltung freiwerdenden Neutronen aufnehmen kann. Aber weil es so teuer ist, wird es nur vom Militär verwendet, für Atom-U-Boote oder so; da kann man es sich anscheinend leisten.

Wir interessieren uns aber aus einem anderen Grund für Hafnium. So wie fast jedes chemische Element hat es auch Isotope, also Variationen des Atoms, wo der Kern zwar immer noch 72 Protonen hat, aber eine unterschiedliche Anzahl an Neutronen. Am häufigsten ist Hafnium-180, das 108 Neutronen im Kern hat, es gibt aber insgesamt 35 Isotope und manche davon sind radioaktiv; das heißt, sie sind nicht stabil und zerfallen nach einer gewissen Zeit. Insbesonder Hafnium-182 tut das und zwar mit einer Halbwertszeit von circa 9 Millionen Jahren. Soll heißen: Von einer gewissen Menge an Hafnium-182 ist nach 9 Millionen Jahren die Hälfte zerfallen, nach weiteren 9 Millionen Jahre die Hälfte von der verbliebenen Hälfte, und so weiter. Das Element, in das sich Hafnium-182 durch seine Radioaktivität umwandelt ist Wolfram, genauer gesagt das Isotop Wolfram-182 und das zerfällt nicht mehr weiter.

Und das ist zwar alles sehr interessant; erklärt aber immer noch nicht, wie wir damit in die Vergangheit zur Entstehung der Erde schauen können. Die Sache wird deutlicher, wenn wir uns klar machen, dass Hafnium-182 auch bei Supernova-Explosionen auf natürlichem Weg erzeugt wird. Das Isotop kann auch in den äußeren Schichten von sterbenden Roten-Riesensternen gebildet werden. So oder so wird das Hafnium dann im All verteilt und gelangt in die Wolken aus Gas und Staub, aus denen neue Sterne und Planeten entstehen. Und wenn diese Stern- und Planetenentstehung nicht allzu lange nach der Explosion der Supernova beziehungsweise dem Tod der Roten Riesen erfolgt, dann haben die entstehenden Planeten auch ein bisschen Hafnium-182 dabei.

Also: Gehen wir davon aus, dass in der Nähe der kosmischen Wolke aus der das Sonnensystem entstanden ist, ein paar sterbende Sterne Hafnium-182 verteilt haben. Und dass die Planeten bei ihrer Entstehung auch ein bisschen Hafnium-182 als Baumaterial zur Verfügung hatten. Was hilft uns das jetzt, mehr als 4,5 Milliarden Jahre später? Nach dieser enorm langen Zeit ist definitiv auch das letzte Hafnium-182-Atom längst zerfallen. Das stimmt, aber wir sind ja noch nicht fertig. Hafnium ist ein sogenanntes lithophiles Element. Das heißt, es bleibt eher dort, wo sich Fels und Gestein befinden; siliziumhaltiges Material. Wolfram, das Element in das Hafnium zerfällt ist dagegen ein kleines bisschen siderophil. Das bedeutet "eisenliebend" und deswegen treibt sich Wolfram eher dort herum, wo sich auch das Eisen rumtreibt.

Jetzt müssen wir uns noch kurz überlegen, was passiert, wenn ein Planet entsteht. Und keine Sorge: Am Ende wird sich alles wunderbar zusammenfügen. Ein Planet der gerade erst dabei ist, zu entstehen, ist undifferenziert. Das heißt, die ganzen chemischen Elemente aus denen er besteht, sind mehr oder weniger gleichmäßig durchmischt. Ich könnte ein Stückchen von seiner äußersten Schicht nehmen und eines aus dem tiefsten Inneren und beide Stücke würden mehr oder weniger gleich aussehen. Wenn ein Planet groß genug ist, beginnt er irgendwann, sich zu differenzieren. Das heißt, die chemischen Elemente sortieren sich nach ihrem Gewicht. Schweres Zeug, wie Eisen sinkt immer tiefer in den Planeten hinein und das leichte Material, wie Gestein, bleibt außen. Das ist auch bei der Erde passiert und deswegen hat unser Planet ja auch einen Kern, der vor allem aus Eisen besteht mit einer Kruste aus Gestein außen rum.

Mit diesen Informationen haben wir jetzt alles beisammen, was wir brauchen, um ein paar Details der Erdentstehung zu erforschen. Denn eine offene Frage lautet ja zum Beispiel: Wie schnell geht das mit der Differenzierung eines Planeten? Entsteht der Kern gleich nachdem der Planet selbst sich gebildet hat oder dauert das länger? Diese Frage lässt sich mit Hilfe des verschwundenen Hafniums beantworten.

In Wahrheit ist es natürlich wie immer viel komplizierter, denn es gibt auch noch andere Wege, wie Wolfram-182 erzeugt werden kann, zum Beispiel durch die Einwirkung der kosmischen Strahlung. Aber man kann das alles entsprechend analysieren und am Ende aus der Menge an Wolfram-182 rausfinden, wie schnell die Erde ein differenzierter Planet geworden ist. Das Ergebnis: Recht flott! 30 Millionen Jahre nach dem Beginn der Planetenentstehung war die Erde schon quasi fertig. Obwohl es gerade bei der Erde ein wenig knifflig ist, weil da ja noch die gigantische Kollision war, bei der der Mond entstanden ist und die hat alles ein wenig durcheinander gebracht. Aber auch hier hat die Hafnium-Wolfram-Uhr geholfen: Wir können ja auch Mondgestein entsprechend analysieren und daraus das Alter des Mondes bestimmen. Daraus folgt, dass er circa 30 bis 50 Millionen Jahre nach der Entstehung des Sonnensystems entstanden ist. Die Erde war also vermutlich gerade "fertig" mit ihrer Entstehung, als ihr ein anderer, circa marsgroßer Planet in die Quere gekommen ist und bei dieser gewaltigen Kollision ist der Mond entstanden. Apropos Mars: Auch Marsmeteorite wurden ja schon gefunden und wenn wir uns die anschauen, dann zeigt sich, dass unser Nachbarplanet ein wenig älter ist. Er muss schon ungefähr 10 Millionen Jahre nach Beginn der Planetenentstehung fertig geworden sein. Oder vielleicht auch: nicht fertig geworden sein, denn dieses geringe Alter deutet darauf hin, dass er gar nicht den vollen Prozess durchlaufen hat, wie es bei der Erde der Fall war. Er wäre dann quasi ein Planeten-Embryo und es kann gut sein, dass der große und schnell wachsende Jupiter mit seinen gravitativen Störungen in seiner Nähe dafür gesorgt hat, dass Mars nicht genug Baumaterial bekommen hat, um ein ebenso großer Planet wie Erde oder Venus zu werden.

Wir können auch andere Meteoriten mit der Hafnium-Wolfram-Methode untersuchen, denn die Meteoriten stammen ja von den Asteroiden, die nichts anderes sind, als der ganze Rest der Planetenentstehung; die Bausteine, die damals übrig geblieben sind. Je nach Art der Meteoriten kriegt man da ein Alter von weniger als einer Million bis zu drei Millionen Jahren.

Die Hafnium-Wolfram-Uhr ist keine Zeitmaschine, aber doch eine wunderbar kreative Methode, um in die Vergangenheit des Sonnensystems zu schauen. Und wer weiß, was für Methoden wir noch finden und was wir mit denen dann über unsere Entstehung entdecken werden.

**Sternengeschichten Folge 556: El Nino und die komplexen Oszillationen der Erde

Wir sehen die anderen Himmelskörper als einheitliche Objekte, weil wir zu wenig über sie wissen. Und genau deswegen lohnt sich ein Blick auf die Erde, denn sie zeigt uns sehr deutlich, wie enorm komplex so ein Planet in Wahrheit ist. So enorm komplex, dass es nicht möglich ist, "die Erde" in einer kurzen Podcast-Folge zu beschreiben. Und selbst das eine Thema, das ich für dieses Mal ausgesucht habe, lässt sich nicht in allen Details behandeln. Es geht in dieser Folge um El Niño. Das kennt man hierzulande vielleicht aus den Nachrichten, wenn es heißt, dass irgendwo in Südamerika wieder mal ein "El Niño" auftritt und deswegen komische Sachen mit dem Wetter passieren. Aber was genau heißt es eigentlich, wenn es irgendwo "El Niño" gibt?

Genaugenommen geht es um ENSO, die El-Niño-Southern Oscillation. Und das wiederum ist der Name für die enorm komplexe Art und Weise, wie Meer und Atmosphäre zusammenhängen können. Fangen wir mal bei der Luft an. In den Tropen, am Äquator, steht die Sonne das ganze Jahr über hoch am Himmel. Deswegen ist es dort auch so warm und deswegen erwärmt sich dort auch die Luft so stark. Und was macht warme Luft? Sie steigt nach oben und strömt dann in Richtung Norden (oder in Richtung Süden, wenn wir uns auf der Südhalbkugel der Erde befinden). Dabei kühlt sie dann wieder ab und sinkt nach unten, ungefähr auf Höhe von Nordafrika, Mexiko und Südchina (bzw. auf Höhe von Australien oder Südafrika auf der Südhalbkugel). Deswegen ist dort dann der Luftdruck höher und die Luft strömt wieder zurück in Richtung Tropen, wo der Luftdruck wegen der aufsteigenden Luft ja tiefer ist. Dieses großräumige Zirkulationsmuster nennt man "Hadley-Zelle". Jetzt dreht sich die Erde aber auch noch um ihre Achse und das führt dazu, dass die Luft nicht einfach schnurgerade vom Äquator Richtung Norden bzw. Süden strömt. Die Erdrehung lenkt die Bewegung der Luft ab und zwar in Richtung Westen. Das führt auf der Nordhalbkugel zu einem Wind, der aus Nordosten weht und einem Südostwind auf der Südhalbkugel. Das sind die berühmten "Passat-Winde", die fast konstant wehen und so wichtig für die Schifffahrt waren und sind, weil man sich immer einigermaßen darauf verlassen konnte, dass im Atlantik bzw. im Pazifik der Wind aus der selben Richtung kommt.

Der Passat treibt aber nicht nur Segelschiffe an, sondern schiebt auch das Wasser der Ozeane vor sich her. Wir schauen uns jetzt mal an, wie das im Pazifik auf der Südhalbkugel aussieht. Da weht der Passat ja aus südöstlicher Richtung. Also von der Westküste Südamerikas in Richtung Südostasien und schiebt dabei Wasser vor sich her. Der Passat türmt quasi einen Wasserberg auf und vor der südamerikanischen Küste ist der Meeresspiegel daher circa 60 Zentimeter niedriger als am anderen Ende des Pazifiks bei Indonesien, Malaysien und Co. Wenn vor Südamerika das vergleichsweise warme Wasser von der Oberfläche der Meere durch den Passatwind weggeschoben wird, dann bleibt das nicht ohne Konsequenzen. Kaltes Wasser steigt aus den tieferen Schichten nach oben und wie das genau funktioniert, wäre fast schon wieder eine eigene Podcastfolge wert. Ich spare mir jetzt aber diese Details; wer es wirklich ganz genau wissen will, kann ja mal unter dem Stichwort "Ekman-Transport" nachschlagen. Jedenfalls haben wir jetzt vor Südamerika kaltes Wasser aus den tieferen Schichten des Ozeans, das sich in Richtung Westen bewegt und dabei langsam erwärmt wird. Von der südamerikanischen Küste startet das Wasser mit circa 24 Grad, in Indonesien angekommen sind es dann schon gut 28 Grad. Das warme Wasser verdampft, die warme und feuchte Luft steigt auf, kühlt sich ab und es regnet; so entsteht dort das typische Monsun-Klima, während es an der Westküste von Südamerika eher trocken ist.

Das was ich jetzt beschrieben habe, ist in Wahrheit erstens noch viel komplizierter. Und zweitens die sogenannte "Normalphase" der El-Niño-Southern Oscillation. In der Normalphase haben wir in Südostasien wegen der höheren Temperaturen der Luft, die dadurch schneller aufsteigt ein Tiedruckgebiet; bei Südamerika dagegen ein Hochdruckgebiet. Die Luft, die in Südostasien aufsteigt, strömt weiter oben in der Atmosphäre nach Osten und sinkt bei Südamerika wieder ab, aber weil das Wasser ja schon im asiatischen Monsun rausgeregnet ist, ist diese absinkende Luft sehr trocken und sammelt erst wieder Feuchtigkeit, wenn sie über dem Meer zurück nach Westen strömt. Diese großräumige Luftzirkulation nennt man übrigens die "Walker-Zirkulation" und zusammen mit der "Hadley-Zirkulation" die ich vorhin beschrieben habe, bildet sie ein eigentlich sehr stabiles System, bei dem warme Luft und kaltes Wasser von Südamerika nach Südostasien strömt.

Und jetzt sind wir beim El Niño angelangt. Der findet statt, wenn sich die Luftdruckverhältnisse umkehren. In Südostasien wird der Luftdruck immer stärker, vor Südamerika immer schwächer und das kann sich sogar komplett umkehren, so dass wir bei Indonesien ein Hochdruckgebiet haben und vor Südamerika ein Tiefdruckgebiet. Das schwächt dann auch die Passatwinde oder kann sie sogar komplett die Richtung ändern lassen. Und dann läuft alles umgekehrt ab: Warmes Wasser von Südostasien strömt Richtung Südamerika und dort gibt es dann auch ungewöhnlich starke Regenfälle. Dort steigt auch kein kaltes Wasser aus den tieferen Ozeanschichten mehr auf. In Südostasien ist dagegen sehr viel trockener als normal.

Es gibt übrigens auch noch eine dritte Phase, die "La Niña" genannt wird. Dann verstärkt sich alles, was ich für die Normalphase beschrieben habe; in Indonesien regnet es extrem viel, in Südamerika ist es extrem trocken. Diese drei Phasen, Normalphase, El Niño und La Niña sind die drei Hauptphasen der El-Niño-Southern Oscillation und wechseln sich ab. Man darf sich das aber nicht als regelmäßige Oszillation vorstellen. Manchmal können zwei El-Niño-Phasen aufeinanderfolgen, manchmal gibt es jahrzehntelang nur Normalphase und La Niña-Phasen. El-Niño- und La-Niña-Phasen dauern typischerweise einige Monate bis zu einem Jahr und treten meistens im Winter um Weihnachten herum auf, woher auch der Name "El-Niño" stammt. Der bezieht sich auf "El-Niño de Navidad", also das "Christkind".

Zwei Fragen habe ich bis jetzt noch nicht beantwortet: 1) Was ist der Grund dafür, dass sich die Luftdruck- und Windverhältnisse alle paar Jahre umkehren? Und 2): Was für Auswirkungen hat das alles. Die Antwort auf die erste Frage ist einfach: Wissen wir nicht. Der Mechanismus, der der El-Niño-Southern Oscillation zugrunde liegt ist nicht vollständig geklärt. Wir wissen, dass im Pazifik das warme Wasser mal in die eine Richtung strömt und mal in die andere; das sich Luftdruck- und Windverhältnisse entsprechend ändern; das das alles Einfluss darauf hat, wie viel Wasser aus dem Meer verdunstet, wie feucht die Luft ist, wie viel Niederschlag es gibt, und so weiter. Aber wie all diese komplexen Phänomene im Detail zusammenhängen haben wir noch nicht verstanden. Dafür sehen wir aber - leider - sehr gut, welche Auswirkungen das alles hat.

Wenn in einer El-Niño-Phase kein kühles Wasser aus den tiefern Meeresschichten vor Südamerika mehr nach oben steigt, dann werden auch weniger Nährstoffe an die Meeresoberfläche transportiert. Dann stirbt das Plankton ab und damit gibt es auch weniger Fische, was nicht nur doof für die Fische selbst ist, sondern auch für die Menschen in Südamerika, die vom Fischfang leben. Wenn die ganze feuchte Luft ihre Feuchtigkeit über den Anden ablädt, anstatt in Südoastien, dann kommt es dort zu ungewöhnlichen und starken Regenfällen, die Hangrutschungen und Überschwemmungen verursachen. Die Auswirkungen von El-Niño betreffen aber nicht nur Südamerika; das Wetter auf fast der ganzen Welt wird dadurch beeinflusst. Im Amazonas auf der anderen Seite von Südamerika herrscht Trockenheit; es gibt Wirbelstürme in Mittelamerika, in Südostasien ist es viel trockener als normal, was Waldbrände wahrscheinlicher macht. Korallen, Vögel, Robben und jede Menge andere Tiere sterben wegen der ungewohnten Temperaturen; in Afrika ändern sich die Wettermuster und wenn man das ganze global betrachtet, dann ist es in einer El-Niño-Phase tendenziell wärmer als als in der Normalphase oder der La-Niña-Phase.

Was angesichts der Klimakrise durchaus bedenklich ist: Wir machen die Welt sowieso schon immer wärmer und wenn dann auch noch El-Niño dazu kommt, wird das alles noch verstärkt. Und auch wenn El-Niño irgendwann wieder vorbei ist, können wir in der Zwischenzeit vielleicht den einen oder anderen Kipppunkt im Klimasystem erreicht haben und wie das so ist mit Kipppunkten: Wenn einmal was gekippt ist, kippt es so schnell nicht wieder zurück.

Es ist also klar, dass so etwas wie El Niño-Southern Oscillation ein wichtiges Phänomen ist, wenn man wissen will, wie ein Planet wie die Erde funktioniert. Und wie ich anfangs schon gesagt habe: In Wahrheit ist die ganze Sache noch sehr viel komplizierter als in meiner kurzen Darstellung. Und die El Niño-Southern Oscillation ist nur eine von einem ganzen Schwung solcher Oszillationen. Da ist zum Beispiel auch die Nordatlantische Oszillation, die unter anderem Einfluss auf den Golfstrom hat, der die Temperaturen in Europa maßgeblich beeinflusst. Es gibt die Madde-Julian-Oszillation, die Atlantische Multidekaden-Oszillation, und so weiter. Und dann gibt es auch noch die großräumigen Luftströmungen, die da auch noch mit drinhängen und wir haben immer noch nicht das Gebiet der Luft- und Ozeanströmungen verlassen. Es gibt noch so viel mehr, was einen Planeten wie die Erde ausmacht. Geologie, Vulkanismus, Tektonik, die unterschiedlichen Tiere und Pflanzen, Flüsse und Seen, Berge, und so weiter und alles hängt voneinander ab und miteinander zusammen. Ein Planet ist eine unvorstellbar komplexe Welt und das sollte man nie vergessen, wenn man hinauf in den Himmel schaut und die Lichtpunkte betrachtet, die wir zum Beispiel "Mars" oder "Venus" nennen. Planeten sind mehr als nur Lichtpunkte, es sind vollständige Welten, die da draußen im All ihre Runde ziehen und jede für sich auf seine eigene Art so komplex wie die Erde.

Sternengeschichten Folge 555: Die Geschichte des Einsteinrings

Wer an der Universität im Bereich Astronomie, Kosmologie oder theoretische Physik forscht, wird diese Situation kennen: Man bekommt eine Nachricht von einer Person, die selbst nicht in diesen Forschungsbereichen tätig ist, sondern zum Beispiel Ingenieurswissenschaften, Elektrotechnik, etwas ganz anderes oder auch gar nichts studiert hat. Trotzdem ist diese Person der Meinung, sie hätte etwas Bedeutsames entdeckt und bittet nun darum, die eigene Arbeit zu beurteilen und idealerweise auch bei der Veröffentlichung dieser Arbeit zu helfen.

Mir jedenfalls ist das sehr oft passiert und auch meinen Kolleginnen und Kollegen. Meistens geht es darum, dass jemand meint, er oder sie hätte die Relativitätstheorie widerlegt, oder eine neue Idee, wie das Universum entstanden ist, woraus die Materie besteht, die Weltformel, die alles erklären kann gefunden, und so weiter. Und in allen Fällen, zumindest denen die ich bisher erlebt habe, handelt es sich um eine Idee, bei der man schnell zeigen kann, dass sie falsch ist.

Im Frühjahr 1936 beginnt eine Geschichte, die anfangs genau so aussieht wie das, was ich gerade erzählt habe. Aber ganz anders endet. In diesem Jahr kam Rudi Mandl in das Gebäude der Nationalen Akademie der Wissenschaften in Washington um dort den "Science Service" zu besuchen, eine Institution die sich mit der Popularisierung von Wissenschaft beschäftigt. Mandl wollte Hilfe bei der Publikation einer Idee, die er hatte und die mit Albert Einsteins Relativitätstheorie zu tun hat. Rudi Mandl war allerdings selbst kein Wissenschaftler. Er kam aus Tschechien, hatte in Wien Elektrotechnik studiert, danach aber nicht in der Forschung gearbeitet und wanderte in die USA aus. Das, was er meinte entdeckt zu haben, sah auf den ersten Blick nicht völlig unseriös aus. Deswegen (oder weil sie ihn schnell los werden wollten?) schlugen die Leute vom Science Service vor, dass er seine Idee doch mit dem unbestreitbaren Experten für die Relativitätstheorie besprechen sollte: Albert Einstein selbst. Und sie gaben ihm ein Empfehlungsschreiben und sogar ein bisschen Geld für den Trip nach Princeton, wo Einstein lebte und arbeitete.

Bevor wir uns anschauen, wie Einstein darauf reagiert hat, sollten wir uns aber Mandls Idee noch ein wenig genauer ansehen. Die Grundlage der Allgemeinen Relativitätstheorie habe ich ja schon öfter besprochen. Einstein hat festgestellt, dass der Raum nicht einfach nur eine unveränderbare Bühne ist; ein Hintergrund, auf dem sich die Dinge im Universum abspielen. Sondern dass der Raum, beziehungsweise genauer: die Raumzeit, selbst ein Ding ist, mit Eigenschaften die sich verändern können. Insbesondere hat Einstein festgestellt, dass der Raum gekrümmt sein kann und das Objekte bei ihrer Bewegung durch den Raum dieser Krümmung folgen müssen. Gekrümmt werden kann der Raum durch die Anwesenheit von Masse und damit hatte Einstein eine neue Erklärung für das Phänomen der Gravitation gefunden: Masse krümmt den Raum und Objekte die sich in der Nähe einer Masse bewegen, werden durch diese Krümmung bei ihrer Bewegung abgelenkt. Genau so, als würde eine Kraft auf sie wirken; eine Kraft, die man als Gravitationskraft bezeichnet.

Das war 1936 alles schon längst durch Beobachtungen bestätigt und Einstein der weltberühmte Wissenschaftler, als den wir ihn heute in Erinnerung haben. Mandl hatte aber eine andere Idee: Wenn Licht der Krümmung des Raums folgt, dann kann der Raum ja quasi wie eine optische Linse aus Glas wirken. Und genau so, wie eine solche Linse das Licht zum Beispiel verstärken kann, oder ein Bild verzerren kann, sollte das auch ein passend gekrümmter Raum können. Was wäre zum Beispiel, wenn man das Licht eines Sterns betrachtet, der von uns aus gesehen genau hinter einem anderen Stern steht? Der vordere Stern krümmt den Raum und damit wird auch das Licht des hinteren Sterns um ihn herum gebogen. Wir sollten also den vorderen Stern sehen, und um ihn herum einen Kreis aus Licht, der das verzerrte Bild des hinteren Sterns ist.

Das war Mandls Idee, die er Einstein vorstellen wollte, was er am 17. April 1936 auch getan hat. Einstein hörte sich die Sache freundlich an; sie machten gemeinsam ein paar Berechnungen und dann fuhr Mandl wieder nach Hause. Er schrieb aber weiter an Einstein und drängte ihn, die Sache auch in einer wissenschaftlichen Zeitschrift zu veröffentlich. Wovon Einstein allerdings nicht so begeistert war. Einerseits, weil Mandl nicht einfach nur die Idee zu der ringförmigen Verzerrung des Sternenlichts hatte. Seine Gedanken gingen weit darüber hinaus; er stellte sich zum Beispiel vor, dass solche Raumkrümmungslinsen auch die überall im Weltall befindliche kosmische Strahlung auf die Erde fokusieren könnten, und dass sie das auch in der Vergangenheit immer wieder getan haben. Dabei wären durch die vermehrt auftreffende Strahlung Mutationen in den Lebewesen ausgelöst und die Evolution angetrieben worden. Mandl sah seine Idee als Ausgangspunkt einer umfassenden Neubewertung der Entstehung des Lebens; er war der Meinung, dass seine Lichtringe schon bei diversen astronomischen Beobachtungen gesehen worden wären, nur hätte man das nicht erkannt, und so weiter. Es ist verständlich, dass Einstein da eher skeptisch war. Außerdem, und das war der viel wichtigere Punkt, hatte Einstein bei seinen Rechnungen mit Mandl gezeigt, dass der Effekt quasi unbeobachtbar wäre. Das zu einem Ring verzerrte Licht eines Hintergrundsterns wäre nicht beobachtbare. Der Ring wäre so winzig, dass er mit den Teleskopen der damaligen Zeit nicht gesehen werde könnte und auch nicht mit Teleskopen, die aus damaliger Sicht in absehbarer Zukunft gebaut werden könnten.

Mandl hörte aber nicht auf, Einstein um Publikation zu bitten (und gleichzeitig auch jeder Menge anderer Wissenschaftler in der Angelegenheit zu schreiben). Er wandte sich auch wieder an den Science Service der Akademie der Wissenschaft und am Ende gab Einstein nach. Am 4. Dezember 1936 schrieb er eine kurze Notiz in der Fachzeitschrift "Science", mit dem Titel "Lens-like Action of a Star by the Deviation of Light in the Gravitational Field", also "Linsenartige Wirkung eines Sterns durch die Ablenkung von Licht im Gravitationsfeld". Der Text beginnt mit "Vor einiger Zeit besuchte mich R. Mandl und bat mich, die Ergebnisse einer kleinen Berechnung zu publizieren, die ich auf sein Ansuchen hin angestellt habe. Diese Notiz erfüllt seine Bitte". Am Ende der Notiz stellt Einstein allerdings auch noch einmal explizit fest, dass er keine große Chance sieht, diesen Effekt zu beobachten.

Für Einstein war die Sache damit erledigt, für den Rest der Wissenschaft aber nicht. Aber bevor wir dazu kommen, schauen wir noch einmal in die Vergangenheit. Mandl war nicht der erste, der die Idee zur Verzerrung von Sternenlicht durch Gravitationslinsen hatte. Die hatte Einstein selbst auch schon gehabt, schon 1912, auch wenn er sie damals nicht publiziert hat. Einstein hat damals recht ähnliche Rechnungen angestellt wie Mandl. Vermutlich war das auch der Grund, warum er sich am Ende doch von der Publikation überzeugen ließ, auch wenn der Effekt seiner Meinung nach unbeobachtbar und damit wertlos für die Wissenschaft war. Es ist sogar ziemlich wahrscheinlich, dass Einstein auch der Lichtring-Effekt bekannt war. Denn im Jahr 1924 veröffentlichte der russische Physiker Orest Danilowitsch Chwolson in der Fachzeitschrift "Astronomische Nachrichten" eine kurze Notiz mit dem Titel "Über eine mögliche Form fiktiver Doppelsterne" in der er auch berechnete, wie das Licht eines Hintergrundsterns durch einen Vordergrundstern abgelenkt werden kann und sogar anmerkt, dass der Vordergrundstern von einem Ring umgeben sein müsste, wenn der Hintergrundstern von der Erde aus gesehen exakt dahinter liegt. Und in der selben Ausgabe der Fachzeitschrift, sogar auf der selben Seite, findet sich auch ein kurzer Artikel von Albert Einstein.

Die Idee der Gravitationslinse war jetzt also publiziert und diverse Wissenschaftler reagierten darauf. Unter anderem Fritz Zwicky, den manche vielleicht noch von der "Dunklen Materie" kennen; er war ja derjenige, der diesen Begriff erfunden und auch die ersten Beobachtungsdaten geliefert hat, die auf ihre Existenz hinweisen. Aber das ist eine andere Geschichte; in diesem Fall wies Zwicky darauf hin, dass man diesen Effekt ja nicht nur bei Sternen suchen kann, sondern auch bei Galaxien. Es kann ja auch eine Galaxie im Vordergrund das Licht einer genau dahinter stehenden Galaxie ablenken und dann kriegt man eine Galaxie, die von einem Ring aus Licht umgeben ist. Und dieser Ring wäre deutlich größer als im Fall der Sterne.

Es hat allerdings bis 1979 gedauert, bis man tatsächlich das erste Mal beobachten konnte, wie Licht von Galaxien auf diese Weise abgelenkt wird. Da hat man aber "nur" gesehen, wie das Bild von Galaxien verformt wird, der Ring, der Mandl beschäftigt hat, war da nicht zu sehen. Dafür braucht es eben wirklich eine perfekte Ausrichtung und ganz genaue Beobachtungen. Man sah immer wieder unfertige Ringe, also Galaxien, deren Licht zu mehr oder weniger langen Bögen verformt war. Der erste komplette Ring konnte dann aber im Jahr 1987 beobachtet werden. Das Licht der fernen Galaxie mit der Bezeichnung B1938+666 formte einen kompletten Ring um eine nicht ganz so weit entfernte elliptische Galaxie.

In den Jahren danach fand man Dutzende weitere solcher "Einsteinringe", wie das Phänomen mittlerweile genannt wurde (obwohl man es genau so gut Chwolson-Ring oder Mandl-Ring nennen könnte). Man hat sogar im Jahr 2008 einen doppelten Ring gefunden: Drei Galaxien standen von uns aus gesehen genau in einer Reihe und die vorderste hat die Bilder der beiden dahinter zu zwei unterschiedlich großen Ringen verformt.

Die Entdeckung der Einsteinringe war nicht nur eine weitere Bestätigung der Allgemeinen Relativitätstheorie. Ihre Beobachtung ist mittlerweile auch ein wichtiges Instrument bei der Erforschung des Universums geworden. Die Art und Weise, wie genau das Bild der fernen Galaxien verzerrt wird, sagt uns, wie viel Masse sich zwischen uns und ihnen befindet. Und dabei geht es nicht nur um die sichtbare Masse, sondern die gesamte Masse, also auch die der dunklen Materie, die wir ja anders nicht beobachten oder bestimmen können. Ohne Gravitationslinsen uns Einsteinringe wüssten wir sehr viel weniger über die dunkle Materie als wir es tun und wenn wir in Zukunft noch mehr wissen werden, dann weil wir diesen Effekt noch viel stärker genutzt und noch mehr Einsteinringe im Universum beobachtet haben.

Und vielleicht werden Mandl und Chwolson ja doch noch bestätigt und Einsteins Behauptungen, dass man den Lichtring um einen Stern nie beobachten wird können, ist falsch. Denn 2016 fanden ein paar Forscherinnen und Forscher heraus, dass sich Alpha Centauri A, also einer der drei Sterne, die das der Sonne nächstgelegene Sternensystem bilden, im Mai 2028 von uns aus gesehen sehr nah vor einem viel weiter entfernten Stern vorbeibewegen wird. Man kann die Bewegung der Sterne nicht so extrem exakt berechnen, aber die Chancen stehen fast 50:50, dass das Licht des Hintergrundsterns dann einen Einsteinring um Alpha Centauri A bilden wird. Und wenn das so ist, dann wird man das auch mit den Teleskopen auf der Erde beobachten können.

Sternengeschichten Folge 554: Sternbeben

Wir alle wissen, was ein Erdbeben ist. So schrecklich die Folgen solcher Naturkatastrophen für uns Menschen sein können, sind Erdbeben trotzdem etwas, was auf einem geologisch aktiven Planeten wie der Erde völlig normal ist. Und wir können froh sein, dass die Erde geologisch aktiv ist, denn ohne Plattentektonik und Vulkanismus wäre der Planet nicht lebensfreundlich. Diese Phänomene sind Teil jeder Menge geologisch-chemisch-biologischer Zyklen, ohne die wir keine lebensfreundliche Atmosphäre hätten.

In dieser Folge soll es aber nicht um Erdbeben gehen, sondern um Sternbeben. Und die erste Frage die sich hier stellt lautet: Was soll denn da bitte beben bei einem Stern? Ein Stern ist eine riesige Kugel aus heißem Gas; da ist nichts, was beben kann. Das ist richtig. Aber nicht ganz richtig. Die Bewegung des Materials im Inneren der Erde sorgt dafür, dass ihre Oberfläche manchmal bebt. Und genau so kann die Bewegung des heißen Gases im Inneren eines Sterns dafür sorgen, dass der ganze Stern zu Schwingen beginnt. Ein bisschen so, wie eine Glocke, die man angeschlagen hat. Aber auch das ist nicht das, worum es in dieser Folge gehen soll. Was nicht heißt, dass die Erforschung der Sternschwingungen nicht wichtig ist! Das ist sie sehr wohl und ich habe in Folge 164 ausführlich über die "Asteroseismologie" gesprochen, also die Disziplin, die sich genau damit beschäftigt.

Das, wovon ich in dieser Folge sprechen möchte, sind Ereignisse, die nicht bei normalen Sternen vorkommen und der Begriff "Sternbeben" ist daher auch ein wenig missverständlich. Er wird aber trotzdem so verwendet, wie das halt oft ist in der Wissenschaft. Für die Sternbeben, um die es heute gehen soll, müssen wir uns Neutronensterne ansehen. Also das, was von einem großen Stern übrig bleibt, nachdem der mangels Brennstoff die Kernfusion eingestellt hat. So ein Stern schleudert seine äußeren Schichten bei einer großen Explosion hinaus ins All, während gleichzeitig sein inneren Kern extrem kollabiert. Die Materie dort wird so sehr verdichtet, dass am Ende ein Objekt übrig bleibt, das circa so schwer ist wie die Sonne, aber nur noch ein paar Dutzend Kilometer groß.

Ein Neutronenstern ist keine Kugel aus Gas mehr. Er besteht überhaupt nicht mehr aus irgendwelchen identifizierbaren chemischen Elementen; die Struktur normaler Atomkerne kann bei der extremen Dichte des Materials eines Neutronensterns nicht mehr aufrecht erhalten werden. Bis auf die äußerste Schicht; die besteht bei einem Neutronenstern aus einer Kruste aus den Kernen von Eisenatomen. Diese Kruste ist aber maximal ein paar Dutzend Meter dick, darunter nimmt der Anteil an Neutronen immer weiter zu. Diese Teilchen sind es ja auch, die dem Objekt seinen Namen gegeben haben. Normalerweise können Neutronen nicht frei existieren; sie müssen zusammen mit den elektrisch positiv geladenen Protonen in einem Atomkern verbunden sein. Ein ungebundenes Neutron ist instabil und wandelt sich schnell in ein Proton und ein Elektron um. Und ein Antineutrino ist bei diesem Prozess auch noch dabei, aber das ist jetzt gerade nicht wichtig.

In einem Neutronenstern herrscht aber ein so immenser Druck, dass - vereinfacht gesagt - die Elektronen sofort wieder in die Protonen zurück gequetscht werden. Ein Neutron kann also gar nicht zerfallen. In den inneren Schichten besteht ein Neutronenstern also tatsächlich fast komplett aus Neutronen und was ab einer Tiefe von circa 10 Kilometern, also schon im Kern des Neutronensterns passiert, wissen wir noch nicht exakt. Man vermutet, dass dort vielleicht nicht einmal mehr Neutronen existieren können, sondern dass der Druck so hoch ist, dass dort freie Quarks existieren. Quarks sind die Elementarteilchen, aus denen Protonen und Neutronen bestehen und auch sie können normalerweise nicht alleine vorkommen. Sie müssen immer mit anderen Quarks verbunden sein und eben Neutronen oder Protonen bilden. Aber unter den extremen Bedingungen im Kern eines Neutronensterns könnte es anders sein.

Wie es wirklich ist, wissen wir aber noch nicht. Wir können die Bedingungen im Inneren eines Neutronensterns nicht im Labor oder mit Teilchenbeschleunigern nachstellen und wir können auch nicht in einen Neutronenstern hinein schauen. Zumindest nicht direkt und jetzt sind wir bei den Sternbeben angelangt. Genau so wie die Erdbeben ein wichtiges Instrument sind, um die Vorgänge im Inneren der Erde zu verstehen, können die Sternbeben uns helfen, das Innere der Neutronensterne zu erforschen.

Dazu müssen wir uns noch einmal klar machen, wie enorm hoch die Dichte dieser Himmelskörper ist. Seine mittlere Dichte beträgt typischerweise 1 Billiarde Gramm pro Kubikzentimeter. Oder anders gesagt: Ein Zuckerwürfelgroßes Stück würde ungefähr eine Billion Kilogramm wiegen, was ungefährt so viel ist wie eine Milliarde Autos. Man kann sich also vorstellen, dass auf der Oberfläche eines Neutronensterns eine enorme Anziehungskraft herrscht. Beziehungsweise kann man es sich vermutlich nicht vorstellen, wie denn auch! Auf der Erde gibt es hohe Berge und tatsächlich sind die Berge bei uns ungefähr so hoch, wie sie theoretisch sein können. Wären sie noch höher, dann würden sie unter ihrem eigenen Gewicht in sich zusammenfallen. Wenn die Erde eine höhere Dichte hätte und damit eine höhere Anziehungskraft, dann wären auch die Berge niedriger. Auf einem Neutronenstern kann es auch Berge geben - die können dann aber maximal ein paar Millimeter hoch sein. Alles andere ist bei der dort herrschenden Anziehungskraft nicht möglich.

Was Neutronensterne außerdem tun: Extrem schnell rotieren. Auch das ist ein klassischer Effekt: Wenn eine rotierende Masse komprimiert wird, muss sie sich schneller drehen als vorher. Das liegt an der Drehimpulserhaltung und man kann das leicht im Alltag ausprobieren. Setzt euch auf einen Drehstuhl, dreht euch und streckt dabei die Arme aus. Wenn ihr euch jetzt komprimiert, also die Arme dicht an den Körper führt, dann werdet ihr euch schneller drehen. Bei einem Neutronenstern wurde die ganze Masse eines Sterns auf ein paar Dutzend Kilometer verdichtet und dementsprechend stark hat sich die Rotationsgeschwindigkeit erhöht. So ein Ding kann sich bis zu ein paar 1000 Mal pro Sekunde um seine Achse drehen. Das führt dazu, dass die Form eines Neutronensterns nicht exakt kreisförmig ist. So wie auch die Erde ein wenig abgeplattet ist, weil sie rotiert, ist das auch ein Neutronenstern. Im Laufe der Zeit nimmt die Rotationsgeschwindigkeit eines Neutronensterns aber ab. Das hat unterschiedliche Gründe. Ein Neutronenstern kann auch ein extrem starkes Magnetfeld haben; so wie sich die Rotationsgeschwindigkeit erhöht, wenn der Stern verdichtet wird, verstärkt sich auch das Magnetfeld. Es kann sein, dass die magnetischen Pole dieses Magnetfeldes nicht mit der Ausrichtung der Rotationsachse übereinstimmen. Bei der Erde fallen magnetischer Nord- und Südpol ja auch nicht exakt mit den geografischen Polen zusammen. Wenn das bei einem Neutronenstern der Fall ist, dann erzeugt er sehr starke Strahlung, die er dann entlang seines Magnetfeldes ins All schleudert - wie das genau passiert habe ich ja schon in Folge 142 erklärt.

So oder so: Die Energie für diese Strahlung wird aus der Rotationsenergie abgezweigt. Und je langsamer ein Neutronenstern rotiert, desto kreisförmiger will er werden. In seiner Kruste baut sich immer mehr Spannung auf, die sich irgendwann dann explosiv bei einem Sternbeben entlädt, genau so wie es ja auch bei einem Erdbeben ist. Spannungen kann es auch geben, wenn die Kruste unterschiedlich schnell rotiert als die darunter liegenden Schichten. Dann entstehen sehr starke Magnetfelder und durch die unterschiedlichen Rotationsgeschwindigkeiten verzwirbeln die sich immer stärker, bis auch diese Spannungen sich bei einem gewaltigen Sternbeben lösen. Es gibt noch mehr Effekte, die eine Rolle spielen, unter anderem das sogenannte Frame-Dragging, aber dafür müssten wir jetzt auch noch mit der Relativitätstheorie anfangen, und das würde zu weit führen.

Jedenfalls: In der Kruste eines Neutronensterns kann es zu Beben kommen. Ein sehr gewaltiges Sternbeben hat man am 27. Dezember 2004 registriert. So stark wie damals war bis dahin kein Sternbeben gewesen; es war die hellste Explosion die man bis dahin außerhalb des Sonnensystems beobachtet hatte. Stattgefunden hat sie bei SGR 1806-20, ein Neutronenstern der sich 42.000 Lichtjahre entfernt befindet, dort am Himmel wo das Sternbild Schütze ist. Innerhalb von winzigen Sekundenbruchteilen ist die Kruste des Objekts explosiv aufgebrochen und eine gewaltige Menge an Strahlung ist dadurch frei geworden. In einer Zehntelsekunde wurde mehr Energie frei, als die gesamte Sonne in 150.000 Jahren abstrahlt. Hätte sich der Neutronenstern innerhalb eines Radius von 10 Lichtjahren von der Erde befunden, hätte diese extreme Strahlungsmenge die Ozonschicht zerstört und unter Umständen ein Massensterben ausgelöst.

Das war aber ja nicht der Fall; stattdessen konnte man das Ereignis nutzen, um mehr über den Neutronenstern herauszufinden. Eine genaue Analyse der abgegeben Strahlung zeigt, dass der Stern sehr schnell pulsiert haben muss; er hat geschwungen wie eine angeschlagene Glocke und anhand dieser Schwingungen konnte man zum Beispiel abschätzen, dass die äußere Kruste in diesem Fall knapp 1,5 Kilometer dick sein muss. Nicht jedes Sternbeben ist allerdings so stark wie dieses und die schwächeren Beben die wir registriert haben, haben nicht genug Informationen geliefert, um auch dort mehr über den Aufbau der Neutronensterne zu erfahren. Aber das Mega-Beben aus dem Jahr 2004 wird nicht das letzte gewesen sein. Und je mehr wir davon beobachten, desto eher finden wir heraus, was im Inneren der Neutronensterne passiert. Mit besseren Teleskopen, besseren theoretischen Modellen und ein wenig Glück finden wir vielleicht auch bei einem zukünftigen Beben einen Nachweis für freie Quarks im Kern der Neutronensterne. Das wäre dann eine wirklich tolle Entdeckung, denn mit dem, was wir auf der Erde bauen können, würden wir die für so einen Nachweis nötigen Energien niemals hinkriegen. Dafür müssen wir die viel gewaltigeren natürlichen Labore der Neutronensterne und ihrer Beben nutzen.

Sternengeschichten Folge 553: Warum ist der Himmel blau?

In dieser Folge der Sternengeschichten geht es um die Lichtstreuung. Wenn man noch nie davon gehört hat, dann klingt das Wort ziemlich harmlos. In der Physik meint man mit "Streuung" ganz allgemein einen Vorgang, bei dem ein Objekt durch die Wechselwirkung mit einem anderen Objekt abgelenkt wird. Wenn beim Fußball jemand eine Flanke annimmt und den Ball ins Tor kickt, dann ist das in gewissen Sinne auch nichts anderes als eine Streuung, in dem Fall eben die Streuung des Balls am Fuß. Aber um Fußball soll es heute nicht gehen und wir bleiben auch beim speziellen Fall, in dem Licht gestreut wird. Und keine Sorge, das reicht vollkommen um eine Folge der Sternengeschichten zu füllen.

Licht kann an so gut wie allem gestreut werden und je nachdem, was ihm genau in die Quere kommt, können ganz unterschiedliche Phänomene entstehen. Fangen wir mit dem an, was wir in unserem Alltag quasi täglich sehen können, nämlich den Auswirkungen der sogenannten Rayleigh-Streuung. Formal handelt es sich dabei um die elastische Streuung elektromagnetischer Wellen an Teilchen, deren Durchmesser im Vergleich zur Wellenlänge der Strahlung klein ist. In der Praxis ist die Rayleigh-Streuung der Grund, warum der Himmel blau ist.

Klären wir aber vorher nochmal das mit der "elastischen Streuung". Wenn ein Streuungsvorgang elastisch ist, dann ist die Bewegungsenergie vor dem Stoß genau so groß wie danach. Im Gegensatz zum "inelastischen Stoß" beziehungsweise der inelastischen Streuung, wo beim Streuungs- oder Stoßvorgang ein Teil der Bewegungsenergie in andere Energieformen umgewandelt werden kann, zum Beispiel in Wärme- oder Deformationsenergie. Wenn zum Beispiel ein Auto frontal gegen eine Mauer fährt, handelt es sich definitiv um einen inelastischen Stoß. Vor der Kollision hat das Auto eine gewisse Bewegungsenergie, die Mauer nicht. Danach stehen sowohl Auto als auch Mauer; die Summe der Bewegungsenergien hat sich also auf jeden Fall verändert. Man sieht aber auch sehr gut, wohin die Bewegungsenergie des Autos verschwunden ist: Sie hat dazu geführt, dass das Auto massiv verformt wurde und jetzt nur noch ein Schrotthaufen ist.

In der Alltagswelt ist jeder Stoß ein inelastischer Stoß, aber wenn es um Atome und Elementarteilchen geht, dann gibt es dort durchaus auch elastische Stoßvorgänge, da eine bestimmte Mindestenergie benötigt wird, wenn man ein Atom anregen, also quasi aufwärmen will. Das liegt an der Quantenmechanik, die Energie nur in bestimmten Mengen zulässt, aber so weit ins Detail müssen wir jetzt gar nicht gehen.

Bei der Rayleigh-Streuung haben wir es auf jeden Fall mit kleinen Teilchen zu tun; zum Beispiel mit den Atomen und Molekülen in der Luft. Die sind definitiv kleiner als die Wellenlänge von für unsere Augen sichtbarer elektromagnetischer Strahlung, also dem, was wir normalerweise als "Licht" bezeichnen. Es geht also um die Frage, was passiert, wenn Licht sich durch die Erdatmosphäre bewegt. Licht ist Energie und zwar um so mehr, je kleiner die Wellenlänge ist. Rotes Licht enthält also weniger Energie als das blaue Licht mit seiner kürzeren Wellenlänge. Mit dieser Energie kann das Licht nun die Elektronen anregen, die sich in den Hüllen der Atome der Luftmoleküle befinden. Wenn das passiert, dann verändert sich die Verteilung der Elektronen und damit auch ihre Position. Die Details würden jetzt zu weit führen, aber die schwingende Lichtwelle bringt, vereinfacht gesagt, auch die Elektronen der Moleküle zum Schwingen und damit dazu, selbst Strahlung auszusenden. Und es ist diese Strahlung, die wir dann als das gestreute Licht wahrnehmen.

Wie das genau und in welchen Ausmaß das passiert, hängt vom sogenannten "Wirkungsquerschnitt" ab; vereinfacht gesagt ist das ein Maß für die Wahrscheinlichkeit der Wechselwirkung zwischen dem Licht und einem Teilchen. Bei der Rayleigh-Streuung hängt der Wirkungsquerschnitt von der Wellenlänge ab. Je kürzer die Wellenlänge, desto stärker die Streuung. Oder anders gesagt: Blaues Licht wird circa 16 mal stärker gestreut als rotes Licht. Das ist der Grund für den blauen Himmel: Hätte wir keine Atmosphäre, wäre der Himmel immer schwarz, so wie in der Nacht. Dann würde das weiße Sonnenlicht einfach ungehindert auf die Erde fallen und wir würden zwar die helle Sonne am Himmel sehen, aber dort wo die Sonne nicht ist, wäre es einfach nur schwarz. Aber weil wir eine Atmosphäre haben, wird das Sonnenlicht gestreut, sobald sie darauf trifft. Untertags steht sie, zumindest in den meisten Gegenden der Welt, hoch am Himmel. Der Weg des Lichts durch die Atmosphäre ist also vergleichsweise kurz und es bleibt nicht so viel Zeit für das Licht, an den Molekülen der Luft gestreut zu werden. Deswegen wird vor allem der Anteil des Sonnenlichts gestreut, bei dem der Wirkungsquerschnitt groß ist: Das blaue Licht. Es breitet sich also durch die Streuung in alle Richtungen aus und wir sehen den gesamten Himmel bläulich eingefärbt.

Anders ist es, wenn die Sonne sehr tief steht, also in der Morgen- oder Abenddämmerung. Jetzt muss das Licht einen langen Weg durch die Atmosphäre zurücklegen. Jetzt wird sehr viel Licht gestreut und wieder sehr viel blaues Licht. So viel, dass der blaue Anteil des Sonnenlichts zu einem großen Teil seitlich wegstreut ist, bevor der Rest in unseren Augen ankommt. Dieser Rest besteht dann vor allem aus den rötlichen/gelblichen Anteilen und sorgt für die schönen Sonnenauf- und untergänge.

Jetzt wird der eine oder die andere einwerfen wollen, dass der Himmel doch bitte nicht immer blau ist. Manchmal schaut man aus dem Fenster und sieht nur eine trübe, grau-weißliche Suppe und keinen klaren, blauen Himmel. Das stimmt, und dafür ist ein anderer Streuungs-Vorgang verantwortlich, nämlich die sogenannte "Mie-Streuung". Die findet statt, wenn die Teilchen an denen das Licht gestreut wird, keine kleinen Moleküle oder Atome sind, sondern größer - ungefähr so groß wie die Wellenlänge des Lichts selbst. Das können zum Beispiel kleine, feine Wasserströpfchen sein. Oder Staub- und Rußpartikel. In diesem Fall hängt das Ausmaß der Streuung kaum von der Wellenlänge des Lichts ab. Alle Farben werden annähernd gleich stark gestreut und das weißliche Sonnenlicht verteilt sich ebenso weißlich über den ganzen Himmel. Das ist auch der Grund, warum Wolken weiß erscheinen, denn die sind ja nichts anderes, als große Ansammlungen feiner Wassertropfen, die über den Himmel schweben. Und wenn die Luft sehr feucht ist, ist der ganze Himmel trüb. Die Mie-Streuung kann man auch nachts beobachten, wenn sich um den hell leuchtenden Mond herum ein nebelartiger Lichthof bildet. Auch das liegt am Wasser in der Luft und ein Mond mit Hof ist daher ein Anzeichen für nahendes Schlechtwetter.

Etwas erfreulicher ist die Mie-Streuung zu sehen, wenn man es mit dem Tyndall-Effekt zu tun hat. Man kennt das: Man spaziert zum Beispiel durch den Wald und das Sonnenlicht bildete wunderschöne Strahlen, die durch das Blätterdach fallen. Auch hier ist der Grund die Streuung des Lichts an Staub- oder Wasserpartikeln. Ein Teil des Sonnenlichts wird dadurch seitlich aus dem Strahl heraus gestreut, weswegen wir ihn auch von der Seite aus sehen können.

Es gibt noch jede Menge andere Arten der Lichtstreuung. Zum Beispiel all die Fälle, wo Licht nicht an Atomen, Molekülen oder Partikeln gestreut wird, sondern an Elementarteilchen wie Elektronen. Und es muss ja auch nicht immer nur für unsere Augen sichtbares Licht sein; gestreut werden kann jede Art der elektromagnetischen Strahlung, auch Röntgenstrahlung, Radiostrahlung, und so weiter. Es ist sogar möglich, dass Licht an Licht gestreut wird. Das klingt seltsam, denn was soll da der Grund sein? Der Grund ist in dem Fall die Quantenmechanik und die Tatsache, dass es Quantenfluktuationen gibt, die kurzfristig Teilchen hervorbringen, die dann aber gleich wieder verschwinden. Die spielen in der Alltagswelt keine Rolle, sorgen aber dafür, dass Licht sogar an Licht gestreut werden. Diese Art der Streuung spielt sogar eine Rolle in der Astronomie - aber das ist eine so lange Geschichte, dass ich sie mir lieber für eine andere Folge aufhebe. Lichtstreuung ist eben tatsächlich ein sehr vielfältiges Problem und es kann sehr viel passieren, wenn man dem Licht in die Quere kommt.

Sternengeschichten Folge 552: Der Stickstoff der Erdatmosphäre

Die Atmosphäre der Erde besteht fast komplett aus Stickstoff und Sauerstoff. Stickstoff macht dabei die überwiegende Mehrheit aus; 78 Prozent der Luft bestehen aus diesem Element. 21 Prozent sind Sauerstoff und dann ist da noch ein bisschen Argon, Kohlendioxid und andere Gase in sehr geringen Mengen. Den Sauerstoff brauchen wir dringend zum Überleben, aber auch der Stickstoff ist wichtig. Und die Frage seiner Herkunft ist durchaus spannend. Wie ist die Erde eigentlich dazu gekommen, von einer Atmosphäre mit so viel Stickstoff umgeben zu sein?

Während die Erde entstanden ist, vor circa 4,6 Milliarden Jahren, hatte sie noch keine Atmosphäre im eigentlich Sinn. Sie ist, so wie die anderen Planeten, aus einer großen kosmischen Wolke voll Gas und Staub entstanden. Beziehungsweise: Die Sonne ist aus so einer Wolke entstanden und die Planeten aus dem Zeug, dass dann noch übrig war. So oder so: Diese kosmischen Wolken bestehen fast völlig aus den beiden häufigsten Elementen im Universum, aus Wasserstoff und Helium. Und das waren auch die beiden Gase, die die noch in Entstehung begriffene Erde in ihrer Uratmosphäre gehabt habt. Diese Wasserstoff-Helium-Atmosphäre hat sie aber nicht festhalten können. Einerseits, weil diese beiden Atome die leichtesten chemischen Elemente und daher auch sehr flüchtig sind. Es braucht mehr Masse und mehr Anziehungskraft als die Erde hat, um sie dauerhaft halten zu können. Und andererseits war die junge Sonne noch sehr hell, heiß und aktiv und mit ihrer starken Strahlung und ihren starken Sternwinden hat sie die Uratmosphäre der Erde wie ein Sandstrahler abgetragen und wieder ins All gepustet.

Die junge Erde war auch extrem heiß, quasi komplett aufgeschmolzen und es hat ein wenig gedauert, bis sie einigermaßen fest geworden ist. Ihre nächste Atmosphäre hat sie aus den Gasen bekommen, die durch Vulkanismus und andere geologische Vorgänge aus ihrem Inneren ausgegast sind. Das war vor allem sehr viel Kohlendioxid, aber auch Methan, Stickstoff und Wasserdampf. Es hat über eine Milliarde Jahre gedauert, bis die Erde so weit abgekühlt war, dass flüssiges Wasser dauerhaft auf ihrer Oberfläche existieren konnte. Und dann hat es erst mal geregnet; der ganze Wasserdampf aus der Atmosphäre regnet runter und regnet und regnet und regnet - ein paar Millionen Jahre lang. Dieser Regen hat das meiste Kohlendioxid aus der Atmosphäre entfernt und auch die meisten anderen Gase, bis auf den Stickstoff. Der ist nämlich ein sogenanntes "Inertgas", also ein Gas, das sich nur sehr widerwillig an chemischen Reaktionen beteiligt. Er hat also so gut wie kaum an irgendwelchen chemischen Reaktionen in der Atmosphäre teilgenommen und ist daher auch zum größten Teil dort geblieben. Stickstoff hat außerdem keine große Lust, ins Gestein der Erde eingebunden zu werden, im Gegensatz beispielsweise zu Sauerstoff. Der Stickstoff bleibt also einfach in der Atmosphäre und sammelt sich dort an. Genau deswegen haben wir so viel davon und dass wir neben dem Stickstoff auch noch einen relevanten Anteil an Sauerstoff in der Atmosphäre haben, liegt am Leben auf der Erde. Ich habe davon ja schon in Folge 171 erzählt: Vor circa 3,5 Milliarden Jahren haben ein paar der damals existierenden Mikroorganismen angefangen, Photosynthese zu betreiben und dabei Sauerstoff zu produzieren. Das Gas hat sich immer weiter angereichert, zuerst im Meer und dann in der Atmosphäre.

So ist im Laufe der Zeit die Luft entstanden, die wir heute atmen: Hauptsächlich Stickstoff und ein bisschen Sauerstoff. Was aber immer noch nicht erklärt, wo der Stickstoff ursprünglich hergekommen ist. Dazu müssen wir noch mal zurück in die Zeit, als die Planeten entstanden sind. Beziehungsweise noch ein wenig weiter zurück. Beim Urknall selbst, vor 13,8 Milliarden Jahren, gab es noch keinen Stickstoff; damals entstanden nur Wasserstoff und Helium. Aber Stickstoff gehört zu den chemischen Elementen, die durch Kernfusionsprozesse im Inneren von Sternen entstehen können. Als die ersten Sterne des Universums ihr Leben beendet haben, haben sie ihre Innereien bei Supernova-Explosionen im All verteilt und in den kosmischen Wolken, die zuvor nur aus Wasserstoff und Helium bestanden haben, haben sich nun langsam auch andere Elemente angereichert. Die Wolke, aus der sich die Sonne gebildet hat, hat also schon Stickstoff, Sauerstoff und jede Menge andere Atomsorten enthalten. Immer noch sehr, sehr wenig im Vergleich zur Menge von Wasserstoff und Helium, aber immerhin.

Dann ist die Sonne entstanden und aus dem übrig gebliebenen Material hat sich eine Scheibe aus Gas und Staub um sie herum gebildet. In dieser Scheibe hat sich das ganze Zeug immer weiter zusammengeklumpt; es sind Felsbrocken entstanden, die immer größer geworden sind und irgendwann haben sich aus all diesen Brocken die Planeten gebildet. Der Stickstoff war Teil dieser Brocken und ist so auch auf die Erde gekommen. Von den ersten Sternen in die kosmische Wolke aus der sich die Sonne gebildet hat, von dort ins Baumaterial der Erde und dann aus ihrem Inneren hinaus in die Atmosphäre: Das ist der Weg des Stickstoffs, aber die Sache ist natürlich ein wenig komplizierter als diese kurze Beschreibung. Vor allem beschäftigt die Forschung die Frage, aus welchen Regionen des sehr jungen Sonnensystems die Erde ihren Stickstoff bekommen hat.

Fangen wir mal mit der trivialen Feststellung an, dass es näher an der Sonne wärmer ist als weiter von ihr entfernt. Flüchtige Stoffe, wie Wasserstoff, Sauerstoff, oder eben auch Stickstoff können in dieser Umgebung nur in Form von Gas existieren und nicht kondensieren, also Feststoffe bilden bzw. Teil von Feststoffen sein. Das geht nur weiter draußen im Sonnensystem, ungefähr hinter der Bahn des Jupiters. Dort ist es kühl genug. In der Nähe der Sonne gibts also jede Menge Staub mit nur sehr wenigen flüchtige Gasen wie Stickstoff. Weiter draußen dagegen gibt es sehr viel mehr. Sonnennahe Planeten wie die Erde haben sich also aus Brocken gebildet, die kaum Stickstoff enthalten, was bedeutet, dass der Stickstoff erst später dazu gekommen sein muss; durch Asteroiden und Kometen die im äußeren Sonnensystem entstanden und dann auf der Erde eingeschlagen sind.

Das jedenfalls war das Bild, dass man lange Zeit von der Situation gehabt hat. Im Jahr 2021 fand man dann aber heraus, dass alles noch ein wenig komplizierter ist. Wenn man sich den Stickstoff ansieht, den man in Meteoriten findet, ist es nämlich nicht immer die selbe Art. Atome können in unterschiedlichen Varianten existieren; je nachdem wie viele Neutronen sie in ihrem Kern haben. Der Atomkern eines Stickstoffatoms muss immer sieben Protonen haben, sonst ist es kein Stickstoff. Die Zahl der elektrisch ungeladenen Neutronen kann aber variieren. In 99 von 100 Fällen sind es sieben Neutronen, es können aber auch acht sein (und theoretisch auch andere Variationen, aber die sind nicht stabil und spielen für unsere Überlegungen jetzt keine Rolle). Die normale Varianten von Stickstoff mit je sieben Protonen und Neutronen nennt man Stickstoff-14 und es ist klar, dass dieses Atom ein bisschen leichter als der Stickstoff-15, der ein Neutron mehr im Kern hat.

Dadurch kann man die beiden unterscheiden und man hat herausgefunden, dass Meteoriten die aus dem inneren Sonnensystem stammen nicht nur generell sehr viel weniger Stickstoff enthalten als die aus dem äußeren Sonnensystem, sondern im Vergleich zum Stickstoff-14 auch weniger Stickstoff-15. Oder anders gesagt: Das Verhältnis von Stickstoff-14 zu Stickstoff-15 unterscheidet sich, je nachdem ob die Meteoriten nahe an der Sonne entstanden sind oder weiter weg. Jetzt könnte man sich das entsprechende Verhältnis beim Stickstoff auf der Erde ansehen und würde eigentlich erwarten, dass es dem Verhältnis entspricht, das wir von den Objekten im äußeren Sonnensystem kennen. Denn von dort stammen ja, wie ich gerade erklärt habe, die Himmelskörper, die den Stickstoff auf die Erde gebracht haben. Die Daten haben gezeigt, dass das nicht so ist. Die Erde muss ihren Stickstoff sowohl von sonnennahen als auch von sonnenfernen Objekten bekommen.

Es lief also vermutlich so ab: Im inneren Sonnensystem konnte sich der Stickstoff in Form diverser organischer Verbindungen halten und wurde Teil des Baumaterials der Planeten. Der Sonnenwind, also das Material, das die Sonne aus ihren äußeren Schichten ins All schleudert, enthält ebenfalls kleine Mengen an Stickstoff, aber mit einem geringen Anteil an Stickstoff-15. Das führt dazu, dass sich nahe an der Sonne Objekte bilden, die arm an Stickstoff-15 sind im Vergleich zum äußeren Sonnensystem. Wir bekommen also eine Zweiteilung, was das Baumaterial angeht und erst später hat sich das alles ein wenig vermischt, als durch die gravitativen Störungen des Jupiters immer mehr Asteroiden und Kometen aus dem äußeren Sonnensystem ins innere Sonnensystem gelangt sind. Die Erde hat sich bei ihrer Enstehung aus dem sonnennahen Reservoir bedient, das arm an Stickstoff-15 ist und später kam dann das Stickstoff-15-reiche Material aus dem äußeren Sonnensystem dazu.

Die Erkenntnis, dass auch nahe an einem Stern zumindest gewisse Mengen Stickstoff im Baumaterial für Planeten existieren, ist interessant. Denn nicht jedes Planetensystem hat einen großen Jupiter in der Mitte sitzen, der durch seine Gravitation Material von außen nach innen transportiert. Aber, wie wir jetzt wissen, auch wenn ein Planet nur aus sternnahen Material entsteht, ist Stickstoff vorhanden. Was sehr praktisch ist, wenn wir auf der Suche nach lebensfreundlichen Planeten sind. Denn Stickstoff ist enorm wichtig für das Leben auf der Erde. Er ist Bestandteil der Proteine, also den Moleküle, aus denen wir Lebewesen quasi bestehen. Wir müssen, so wie alle anderen Lebewesen auch, Stickstoff mit unserer Nahrung aufnehmen und es braucht einen komplette Stickstoffkreislauf, damit Leben auf der Erde existieren kann. Aber das ist eigentlich schon wieder eine ganz andere Geschichte…

Sternengeschichten Folge 551: Marietta Blau und die Zertrümmerungssterne

In der heutigen Folge geht es unter anderem um "Zertrümmerungssterne". Das klingt astronomisch, immerhin kommt das Wort "Sterne" darin vor. Und es hat auch mit Astronomie zu tun, nur etwas anders als man denkt. Wir fangen aber nicht mit Sternen an, sondern mit Marietta Blau. Sie wurde am 29. April 1894 in Wien geboren. Sie wuchs in einer wohlhabenden und gebildeten Familie auf, ihr Vater war Jurist und Musikverleger, und Marietta konnte die Matura abschließen und ab 1914 an der Universität Wien ein Studium beginnen. Sie entschied sich für Physik und Mathematik und schloss 1919 ihre Doktorarbeit am Institut für Radiumforschung ab. Da wurde nicht nur Radium erforscht; es war eine Forschungseinrichtung zur Untersuchung der Radioaktivität - die erste der Welt übrigens. Radioaktivität wurde erst 1896 entdeckt; das Element Radium entdeckten Marie und Pierre Curie erst 1898 und dieses neue physikalische Phänomen hat damals die Welt der Wissenschaft enorm interessiert. So sehr, dass man in Wien 1910 ein eigenes Institut gegründet hat und der erste Leiter diese Instituts für Radiumforschung in Wien war der Physiker Stefan Meyer. Er war Assistent von Victor Franz Hess und wer sich noch an Folge 317 erinnert, wird wissen, dass Hess die kosmische Strahlung entdeckt hat. Dazu kommen wir aber später noch einmal.

Marietta Blau jedenfalls hat sich auch für Radioaktivität interessiert und unter der Betreuung von Stefan Meyer eine Dissertation mit dem Titel "Über die Absorption divergenter Gammastrahlung" geschrieben; sich also mit der hochenergetischen radioaktiven Strahlung beschäftigt. Ihr Doktoratsstudium konnte sie beenden; immerhin. Das war damals für Frauen nicht normal und dass Frauen überhaupt erst zum Studium zugelassen waren, war zu Blaus Zeiten noch nicht so lange her. Und dass eine Frau nach ihrem Studium an einer Universität forscht, war in Österreich damals auch nicht vorgesehen. Blau konnte also keine akademische Laufbahn einschlagen und ging nach Berlin, um dort in einer Fabrik für Röntgenröhren zu arbeiten. 1921 bekam sie eine Anstellung als Assistentin an der Universität in Frankfurt am Main, wo sie den Ärzten die physikalischen Grundlagen der Radiologie beigebracht hat; ihnen also erklärt hat, wie Röntgenstrahlung funktioniert und wie man sie für medizinische Zwecke einsetzen kann. Dieser Schritt war wichtig für ihre Karriere, denn dort musste sie sich nicht nur mit der Physik der Radioaktivität beschäftigen, sondern auch mit Fotografie. In der Medizin geht es ja darum, Röntgenbilder zu machen und das ging damals selbstverständlich noch analog. Man hatte also Photoplatten, die mit bestimmten chemischen Substanzen bestrichen waren, die auf Licht oder eben auf radioaktive Strahlung reagieren und so ein Bild erzeugen können.

Als 1923 die Mutter von Marietta Blau sehr krank wurde, ging sie wieder zurück nach Wien und nahm eine unbezahlte Arbeitsstelle am Institut für Radiumforschung an. Für ihren Lebensunterhalt musste sie selbst sorgen, was sie aber nicht davon abhielt, ihrer Forschung nachzugehen. Marietta Blau hat damals probiert, die Photoplatten als Nachweismethode für atomare und subatomare Teilchen zu nutzen. Wenn man damals Radioaktivität nachweisen wollte, dann hat man meistens sogenannte "Szintillationszähler" benutzt. Der funktioniert, vereinfacht gesagt, mit einem Stück Material, dass einen kleinen Lichtblitz erzeugt, wenn energiereiche Strahlung darauf trifft. Diese sehr schwachen Blitze konnte man dann zählen und aus ihrer Häufigkeit auf die Art der eintreffenden Strahlung schließen beziehungsweise auf die Existenz der Teilchen, die die Strahlung erzeugt haben. Das war mühsam und fehleranfällig. Eine andere Methode ist die "Nebelkammer", von der ich in Folge 510 ausführlich erzählt habe. Hier beobachtet man winzige, künstliche Wolken, die in einer speziellen Umgebung in einem Messgerät erzeugt werden, wenn radioaktive Strahlung oder entsprechende Teilchen durchsausen. Auch das war nicht einfach, vor allem, wenn man dauerhafte Aufzeichnungen haben wollte.

Marietta Blau hat deswegen begonnen, mit Photoemulsionen zu experimentieren. Gemeinsam mit ihrer Assistentin Hertha Wambacher testete sie verschiedene chemische Substanzen, tauschte sich mit den Firmen aus, die fotografische Filme hergestellt haben, hat an der Zusammensetzung, der Dicke der Schichten, und so weiter gefeilt bis sie am Ende eine Methode hatte, bei der man mit den Photoplatten tatsächlich die Spuren von Teilchen "sehen" konnte. Die chemische Schicht, die Emulsion, muss dabei besonders gleichmäßig sein, nicht zu dick und nicht zu dünn, aber wenn alles passt, dann kann man dort die Spuren von Teilchen sehen, die zum Beispiel bei radioaktiven Zerfallsprozessen erzeugt werden. Wenn diese Teilchen auf die Photoplatten treffen, erzeugen sie dort eine chemische Reaktion und entsprechende Spuren, die - wie ein normales Foto - entwickelt und fixiert werden können. Aus der Länge, der Dicke und der Form der Spuren kann man rekonstruieren, um welches Teilchen es sich gehandelt hat. Blau und Wambacher konnten so die Spuren von Alpha-Teilchen identifizieren, also der niederenergetischen radioaktiven Strahlung; sie konnten Protonen finden, die Bausteine der Atomkerne, und sogar die elektrisch ungeladenen Neutronen nachweisen. Diese Teilchen wurden erst 1932 entdeckt und nur ein paar Monate nachdem die Entdeckung bekannt gegeben wurde, konnten Blau und Wambacher die Neutronen auch mit ihrer Methode finden.

Dass es sich bei dieser Arbeit nicht einfach nur um eine Spielerei handelt, zeigt die Verleihung des Haitinger-Preises den die Akademie der Wissenschaft im Jahr 1936 an die beiden Frauen verlieh. 1937 wurde es dann richtig spannend. Blau und Wambacher platzierten ihre Photoplatten am Hafelekar in Tirol. 2300 Meter über dem Meer; hoch über Innsbruck, platzierten sie ihre Platten um damit die kosmische Strahlung nachzuweisen. Jetzt sind wir wieder bei Victor Hess. Der hat 1912 entdeckt, dass aus dem Weltall ständig jede Menge radioaktive Strahlung auf die Erde trifft. Diese kosmische Strahlung wird von der Sonne, aber auch von allen anderen Sternen und diversen anderen Prozessen im All erzeugt. Zum Glück schützt uns die Atmosphäre der Erde und auch das Magnetfeld vor dem Großteil der Strahlung. Aber je höher man sich befindet, desto mehr kommt noch durch.

Tatsächlich konnten Blau und Wambacher die kosmische Strahlung mit ihrer Methode sehen: Sie sahen "Zertrümmerungsterne". Also Spuren auf ihren Platten, bei der von einem Punkt sternförmig jede Menge Linie ausgingen. Damit so etwas entstehen kann, muss ein sehr hochenergetisches Teilchen kommen, auf die Photoplatte treffen, wo es dann eines der Atome der chemischen Emulsion "zertrümmert", also Protonen und Neutronen aus dem Atomkern rausschlägt, die dann selbst wieder neue Kernreaktionen auslösen können. So kriegt man die sternförmigen Spuren und der "Zertrümmerungsstern" war ein Beleg für die durch die kosmische Strahlung ausgelösten Kernreaktionen; das, was man heute mit dem Fachbegriff "Spallation" bezeichnet. Die Spallation durch kosmische Strahlung ist ein spannender und wichtiger Prozess; sie ist zum Beispiel der einzige Weg, wie das chemische Element Bor entstehen kann. Durch Kernfusion, also die Verschmelzung von kleineren Atomkernen zu größeren beziehungsweise durch Kernspaltung größerer Kerne in kleinere geht das nicht; dafür hat Bor nicht die passende Anzahl an Protonen im Kern. Aber wenn kosmische Strahlung auf die richtigen Materialien trifft, kann sie genau die richtigen Atomkernbausteine raushauen, damit am Ende Bor-Atome übrig bleiben.

Bor ist ein wichtiges Element für uns Menschen; wir brauchen es für unsere Knochen und die Funktion des Gehirns. Nicht viel, aber wenn es nicht da ist, dann fehlt es uns. Und der Prozess, der dieses Element erzeugt, ist genau der, den Blau und ihre Assistentin Wambacher nachweisen konnten. Mit diesen Forschungsergebnissen wäre es normalerweise kein Problem gewesen, eine Professur und eine fixe Stelle an einer Universität zu bekommen. Aber nicht im Jahr 1937; nicht in Österreich und nicht wenn man eine Frau ist und noch dazu aus einer jüdischen Familie kommt. Blau und Wambacher bekamen noch den Lieben-Preis der Akademie der Wissenschaften verliehen und ein Jahr später musste Blau das Land verlassen (Wambacher übrigens konnte bleiben; sie war keine Jüdin und hatte sich mit den Nationalsozialisten arrangiert). Nach einem kurzen Zwischenstopp in Oslo landete sie in Mexiko, wo sie durch Vermittlung von Albert Einstein einen Job als Lehrerin an einer höheren Schule für Ingenieure bekam. Nebenbei forschte sie noch ein wenig; bastelte sich selbst Messgeräte, nutzte dann aber die erste Gelegenheit, um in die USA zu übersiedeln. 1944 bekam sie dort einen Job in der Wirtschaft, später dann endlich wieder eine wissenschaftliche Stelle an der Columbia University in New York. Ab 1948 beschäftigte sie sich dort mit der Datenauswertung von Teilchenbeschleunigern; wurde 1950 auch amerikanische Staatsbürgerin. 1950 schließlich wurde der Nobelpreis für Physik verliehen und zwar "für die Entwicklung der photografischen Methode zur Untersuchung von nuklearen Prozessen". Allerdings nicht an Marietta Blau, sondern an den britischen Physiker Cecil Powell. Er hat die Methode von Blau und Wambacher für seine Forschung genutzt und damit ein paar Teilchen nachweisen können, die bis dahin noch nicht nachweisbar waren. Den Nobelpreis bekam er auch für diesen Nachweis, aber eben auch explizit für die Entwicklung der Methode mit den Photoplatten.

Dass Blau den Nobelpreis nicht erhalten hat, ist einer der großen Fehler des Nobelpreiskomitees. Blau (und Wambacher) wurden sogar von Erwin Schrödinger für den Nobelpreis vorgeschlagen; der Preis wurde aber trotzdem nur an Cecil Powell verliehen und der hat es geschafft, in seiner Nobelpreisrede kein einziges Mal den Namen "Marietta Blau" zu erwähnen.

Marietta Blau bekam 1956 eine Stelle als Professorin an der Universität von Miami, kehrte aber dennoch 1960 nach Österreich zurück (Wambacher starb schon 1950). Sie begann dort wieder am Institut für Radiumforschung zu arbeiten; sie leitete eine Arbeitsgruppe an der Daten des europäischen Kernforschungszentrums CERN ausgewertet wurden und betreute Doktorarbeiten. Aber, hat sich das Institut wohl gedacht, wir haben die Frau nicht bezahlt als sie vor dem Krieg hier gearbeitet hat, warum also sollen wir sie jetzt bezahlen? Die Stelle von Blau war unbezahlt und die Akademie der Wissenschaft verlieh ihr 1962 zwar einen weiteren Preis - den Erwin Schrödinger-Preis für ihr Lebenswerk - ging aber nicht so weit, sie in die Akademie aufzunehmen.

Mariette Blau starb im Jahr 1970 in Wien, an Krebs und völlig verarmt. Keine wissenschaftliche Zeitschrift hielt es damals für notwendig, einen Nachruf auf sie zu verfassen. Und selbst heute ist ihr Name nicht so bekannt, wie er es sein sollte. Noch im Jahr 2012 ist, anlässlich des hundertsten Jubiläums der Entdeckung der kosmischen Strahlung, eine lange Arbeit erschienen, in der die Entwicklung der entsprechenden Forschung von damals bis heute dargestellt wurde, allerdings ebenfalls unter Auslassung des Beitrags von Blau und Wambacher.

Immerhin: Im Jahr 2004 hat die Stadt Wien eine Straße nach ihr benannt; in ihrer ehemaligen Schule hängt eine Gedenktafel und ein Hörsaal der Universität Wien trägt ihren Namen. Angesichts dessen, was sie in der Wissenschaft geleistet hat, ist das aber ohne jeden Zweifel viel zu wenig.