Sternengeschichten

Sternengeschichten Folge 482: Thorne-Żytkow-Objekte - Ein Stern im Inneren eines Sterns

Sterne gibt es jede Menge. Buchstäblich so viele wie Sterne am Himmel. Es gibt Sterne, die einander umkreisen. Es gibt sich umkreisende Sterne die andere sich umkreisende Sterne umkreisen. Es gibt sogar ab und zu, sehr sehr selten mal Sterne, die mit anderen Sternen kollidieren. Es gibt Sterne die geboren werden und Sterne die explodieren. Aber heute geht es um etwas, was es geben könnte, von dem wir aber noch nicht wissen, ob es das auch wirklich gibt: Sterne, in deren Inneren sich ein anderer Stern befindet.

Die Idee klingt höchst absurd. Sie stammt aus dem Jahr 1975 und wurde damals vom amerikanischen Physiker Kip Thorne und der polnischen Astronomin Anna Żytkow veröffentlicht. Kip Thorne ist spätestens seit dem Jahr 2017 weit über sein Fachgebiet hinaus bekannt, denn damals hat er, zusammen mit Rainer Weiss und Barry Barish den Nobelpreis für Physik bekommen und zwar für seine Arbeit zum Nachweis von Gravitationswellen. Anna Żytkow ist nicht ganz so berühmt, hat aber ihren Namen auf jeden Fall durch die Thorne-Żytkow-Objekte verewigt um die es in dieser Folge gehen soll.

Es war vielleicht ein wenig irreführend, als ich zu Beginn gesagt habe, dass es dabei um einen Stern geht, in dessen Inneren sich ein anderer Stern befindet. Genauer gesagt geht es um einen Stern, in dessen Kern sich ein Neutronenstern befindet. Und ein Neutronenstern ist kein "echter" Stern mehr sondern das, was von einem mittelgroßen Stern am Ende seines Lebens übrig bleibt. Ich hab das ja schon sehr oft erzählt: Wenn ein Stern keinen Brennstoff mehr für die Kernfusion in seinem Inneren hat, fällt er unter seinem eigenen Gewicht in sich zusammen. Ist es ein kleiner Stern, so wie unsere Sonne, dann bleibt am Ende ein Weißer Zwerg übrig, so groß wie die Erde. Ist es ein sehr großer Stern, dann kollabiert er komplett und wird zu einem schwarzen Loch. Die mittelgroßen Sterne werden zu Neutronensterne; Objekte die nur noch ein paar Kilometer groß und dennoch so massereich wie unsere Sonne sind. Über diese Dinger habe ich in den Folgen 142 und 401 der Sternengeschichten schon ausführlich gesprochen, deswegen fasse ich das nur noch kurz zusammen: Es sind insofern keine "echten" Sterne mehr, als dort keine Kernfusion passiert. Ganz vereinfacht gesagt sind es große Kugeln, mit einem Radius von typischerweise 10 bis 12 Kilometern und einer Masse die zwischen dem 1,2 und 2fachen der Sonnenmasse liegt. Sie sind absurd dicht; ein zuckerwürfelgroßes Stück eines Neutronensterns wiegt ungefähr eine Milliarden Tonnen!

Wir wissen, dass es Neutronensterne gibt und haben schon jede Menge von ihnen entdeckt. Aber die befinden sich alle ganz normal im Weltraum, da wo solche Objekte eben sind. Wieso sollten die auf einmal im Inneren eines Sterns sein und wenn sie dort sind: Wie kommen sie dahin? Genau das haben sich Kip Thorne und Anna Żytkow damals überlegt und sind auf vier hauptsächliche Prozesse gekommen.

Da könnte zum Beispiel ein Roter Riesenstern sein. Also das, was mit Sternen wie unserer Sonne am Ende ihres Lebens passiert, bevor sie zu weißen Zwergen werden. Solche Sterne werden sehr heiß, wenn der Wasserstoff als Brennmaterial für die Fusion zu Ende geht und stattdessen andere Elemente fusioniert werden. Dadurch blähen sie sich zu enormer Größe auf. Unsere Sonne ist ein Einzelstern; die meisten anderen Sterne in der Milchstraße sind aber Teil von Doppel- oder Mehrfachsternsystemen. Jetzt können wir uns zwei Sterne vorstellen, die einander umkreisen. Einen massereicheren und einen kleineren, wie unsere Sonne. Der mit der größeren Masse wird sein Leben zuerst beenden und zu einem Neutronenstern werden. Der kleinere wird später zu einem Roten Riesen. Und wenn die beiden sich vorher sehr nahe waren, kann es passieren, dass sich der rote Riese soweit ausdehnt, dass der Neutronenstern sich auf einmal durch die äußeren Schichten des roten Riesen bewegen muss. Die Reibung mit diesem Gas führt dazu, dass er quasi an Schwung verliert und immer weiter in den Kern sinkt, bis er schließlich mitten im roten Riesen sitzt. Das kann passieren, ist aber nicht sehr wahrscheinlich. Denn durch seine enorme Dichte und die entsprechend starke Gravitationskraft zieht der Neutronenstern natürlich Material des roten Riesen an. Und weil Neutronensterne auch sehr starke Magnetfelder haben, können sie einen Teil des Materials entlang dieser Magnetfelder mit hoher Geschwindigkeit wieder von sich schleudern. So ein Neutronenstern der sich durch einen roten Riesen bewegt, wirkt also quasi wie ein Sandstrahler, der den Riesenstern auflöst, noch bevor die Verschmelzung vollzogen ist.

Aber vielleicht klappt es, wenn die Verschmelzung schneller passiert. Das ist Methode Nummer Zwei: Normalerweise kollidieren Sterne ja nicht miteinander; dafür ist viel zu viel Platz zwischen ihnen. Aber es gibt Gegenden, wo die Sterne viel dichter beieinander stehen als sonst, zum Beispiel im Inneren von sehr dichten Sternhaufen. Wenn da ein Neutronenstern genau auf die richtige Weise mit einem großen, normalen Stern kollidiert, dann könnte am Ende auch ein Thorne-Żytkow-Objekt entstehen.

Sehr ähnlich ist Methode Nummer Drei, die direkt bei der Geburt des Neutronensterns abläuft. So ein Neutronenstern entsteht ja im Zuge einer Supernova-Explosion und der Neutronenstern ist der Rest der nach der Explosion übrig bleibt. Normalerweise findet diese Explosion in alle Richtungen statt, weswegen dabei nur Material vom Neutronenstern hinaus ins All geschleudert wird, der Neutronenstern selbst aber mehr oder weniger dort bleibt, wo er ist. Unter bestimmten Umständen kann so eine Supernova-Explosion aber auch asymmetrisch ablaufen. Dann fliegt der Hauptteil des Zeugs in eine Richtung was den Neutronenstern in die andere Richtung katapultiert. Und wenn dort gerade ein anderer Stern ist, zum Beispiel weil der Neutronenstern Teil eines Doppelsternsystems war, gibt es auch hier ein Thorne-Żytkow-Objekt.

Die vierte Methode ist so ähnlich wie die erste, nur dass man hier einen Neutronenstern hat, der in sehr engen Abstand von einem sehr massereichen, sehr heißem Stern umkreist wird. Und der Abstand ist hier so eng, dass Material vom großen Stern zum Neutronenstern fließt, wodurch die beiden immer enger aneinander rücken, bis sie schließlich verschmelzen.

Kip Thorne und Anna Żytkow konnten in ihrer Arbeit zeigen, dass solche Objekte, die aus einem Stern mit einem Neutronenstern im Inneren bestehen, zumindest theoretisch existieren können. Ob es sie aber auch in der Realität gibt, ist eine ganz andere Frage. Da kommt es nicht nur darauf an, OB es die gibt, sondern vor allem auch ob wir sie finden können. Wie kann man, nur durch Beobachtung von der Erde aus, herausfinden, ob im Inneren eines Sterns ein anderer steckt?

Vor allem durch die Untersuchung seiner chemischen Zusammensetzung. Das kriegen wir ja mittlerweile recht gut hin; wir können das Licht eines Sterns im Detail untersuchen und dabei heraufinden, welches Material es durchquert hat. Jedes chemische Element blockiert ganz bestimmte Wellenlängen und wenn die fehlen, wissen wir, was dem Licht passiert ist. Wir wissen auch, wie chemische Elemente durch Kernfusion im Inneren von Sternen entstehen und vor allem, welche Elemente in bestimmten Sternen entstehen können und welche nicht. Das hängt vor allem von der Dichte und Temperatur ab, die im Kern eines Sterns herrscht. Wenn da aber nun ein Neutronenstern sitzt, der da eigentlich nicht hingehört, können dort Kernreaktionen ablaufen bei denen Elemente entstehen, die man von so einem Stern gar nicht erwarten würde. Ein Neutronenstern im Inneren eines Sterns kann auch starke Helligkeitsschwankungen auslösen, nicht nur im normalen Licht sondern auch im Röntgenlicht.

Bis jetzt hat man noch kein Objekt gefunden bei dem man zweifelsfrei sagen könnte, dass es sich um Thorne-Żytkow-Objekt handelt. Aber zumindest ein paar Kandidaten hat man entdeckt. Zum Beispiel HV 2112: Das ist ein Stern in der Kleinen Magellanschen Wolke, der Begleitgalaxie der Milchstraße in 200.000 Lichtjahren Entfernung. Kennen tun wir diesen Stern seit 1908 und wissen auch, dass seine Helligkeit schwankt. Wir wissen auch, dass er sehr viel heller ist, als er eigentlich sein sollte. Seine Leuchtkraft beträgt das 100.000fache der Sonnenleuchtkraft und das ist eigentlich zu viel für einen Stern dieser Art. Zumindest dann, wenn die Messungen stimmen. Beziehungsweise richtig interpretiert werden, was bei so weit entfernten Objekten nicht einfach ist. Es gibt auch Beobachtungen, laut denen der Stern sehr viel weniger Leuchtkraft hat (das hängt unter anderem von einer exakten Entfernungsbestimmung ab) und die chemische Analyse ist auch nicht wirklich eindeutig. Ebenso wenig eindeutig sind die Befunde der Handvoll anderen Kandidaten, die man bisher ausgemacht hat.

Wenn wir tatsächlich mal ein Thorne-Żytkow-Objekt entdecken, dann vermutlich mit ganz anderen Methoden. Nämlich den Gravitationswellen, für die Thorne passenderweise den Nobelpreis bekommen hat. Wenn zwei Sterne verschmelzen entstehen Gravitationswellen einer ganz speziellen Frequenz die prinzipiell schon mit den vorhandenen Detektoren nachgewiesen werden könnten. Allerdings nur, wenn so ein Thorne-Żytkow-Objekt in unserer kosmischen Nachbarschaft entsteht und wenn man das statistisch auswertet, kann man mit höchstens einer Verschmelzung alle 500 Jahre rechnen. Wir müssten also Glück haben, gerade jetzt die Geburt eines Thorne-Żytkow-Objekts zu entdecken. Aber vielleicht klappt es mit dem Ende! Denn auch wenn sie existieren können, bleiben sie nicht ewig stabil. Irgendwann hat der Neutronenstern im Inneren des anderen Sterns dessen ganzes Gas angezogen beziehungsweise seine Masse durch das Anziehen des Gases so weit erhöht, dass aus dem Neutronenstern ein schwarzes Loch wird. Dann gibt es eine Explosion die ähnlich wie eine Supernova-Explosion ist und der Zweifachstern ist verschwunden. Weil der Neutronenstern davor aber so viel Material des anderen Sterns aufnehmen muss, das ihn zuvor mit hoher Geschwindigkeit umkreist und dabei Strahlung abgibt, leuchtet er gegen Ende ziemlich hell. Wenn wir also etwas sehen, dass wie eine Supernova aussieht, aber sehr viel länger dauert - ein paar Jahre - und danach komplett verschwindet: Dann könnte das ein Thorne-Żytkow-Objekt gewesen sein. Und wenn wir dann noch die passenden Gravitationswellen nachweisen, könnten wir uns einigermaßen sicher sein.

Ein Thorne-Żytkow-Objekt lebt 100.000 bis eine Million Jahre lang, höchstens. Wenn es sie gibt und wenn sie durch die vorhin beschriebenen Prozesse entstehen, dann kann man abschätzen, dass es aktuell 20 bis 200 davon in unserer Milchstraße gibt. Nicht viel, angesichts der gut 200 Milliarden anderen Sterne. Aber wer weiß: Wenn wir hartnäckig suchen, finden wir ja vielleicht doch einmal einen Stern, in dessen Inneren sich ein anderer Stern versteckt hat…

Sternengeschichten Folge 481: Der Meteor von Tscheljabinsk

Morgens gegen 9 Uhr 20 Ortszeit am 15. Februar 2013 waren viele Menschen in der russischen Stadt Tscheljabinsk sehr überrascht. Ein sehr heller Lichtblitz blendete die Leute und alle konnten live ein Ereignis mitverfolgen, dass man hier auf der Erde nicht allzu oft sieht: Den Einschlag eines größeren Himmelskörpers auf unserem Planeten.

Natürlich kollidiert die Erde andauernd mit Zeug aus dem Weltall, aber das meiste davon ist interplanetarer Staub und die Lichterscheinung die man dabei sehen kann, nennen wir "Sternschnuppe" und so etwas ist zwar sehr schön, aber nicht unbedingt selten und definitiv nicht gefährlich. Aber ab und zu fallen auch sehr viel größere Brocken auf die Erde; das kennen wir alle aus diversen Science-Fiction-Weltuntergangsfilmen beziehungsweise vom Aussterben der Dinosaurier vor 65 Millionen Jahren. Aber da haben erstens noch keine Menschen auf der Erde gelebt und selbst wenn, hätten die zweitens zwar dort dabei zuschauen können. Aber nur sehr kurz und danach niemanden davon erzählen können, weil sie nämlich tot gewesen wären.

In Tscheljabinsk konnte man nun aber live bei einem Einschlag dabei sein, der gerade groß genug war um äußerst spektakulär zu sein aber zum Glück auch nicht so groß, um eine gewaltige Katastrophe anzurichten. Aus Sicht der Menschen am Boden sah das Ereignis so aus: Zuerst gab es einen hellen Lichtblitz. Und ein bisschen später eine gewaltige Druckwelle die überall in der Stadt Fensterscheiben zerbrechen hat lassen und sogar das Dach einer Fabrik stürzte teilweise ein. Gestorben ist dabei niemand, 1491 Menschen wurden, hauptsächlich durch die Splitter der Fensterscheiben, verletzt und 112 davon mussten im Krankenhaus behandelt werden. 7200 Gebäude wurden mehr oder weniger stark beschädigt. Aber uns interessiert die Astronomie! Was ist da genau passiert? Warum ist es so passiert, wie es passiert ist? Und: Wird so etwas auch in Zukunft passieren und könnte es dann vielleicht schlimmer sein?

Es hat natürlich ein bisschen gedauert bis man all das herausgefunden hat, was ich jetzt im folgenden erzählen werde. Aber es ging dennoch vergleichsweise schnell; man hatte in diesem Fall jede Menge Daten mit denen man arbeiten konnte. Tscheljabinsk ist kein Kaff irgendwo in der russischen Einöde. Sondern die siebtgrößte Stadt Russlands mit knapp 1,2 Millionen Einwohnern. Es gab aber nicht nur genug Augenzeugen sondern vor allem auch jede Menge Filmaufnahmen. Die meisten davon stammen von sogenannten "Dashcams", also kleinen Kameras die in Autos montiert sind und das filmen, was sich auf der Straße abspielt. Was man in Russland nicht nur macht, um lustige YouTube-Videos zu produzieren, sondern weil man bei Verkehrsunfällen gerne objektive Daten haben möchte. Die Bilder der Kameras werden dort vor Gericht als Beweismittel zugelassen und man kann sich damit sehr gut gegen vorgetäuschte Unfälle oder eine korrupte Polizei wehren. In dem Fall war es vor allem für die Astronomie praktisch, denn aus den ganzen Bildern des Meteors die von den Kameras in den Autos aufgezeichnet worden sind, konnte man später seine Flugbahn rekonstruieren.

Wobei wir vielleicht kurz noch einmal die Sache mit den Bezeichnungen klären müssen. "Meteor" beschreibt nämlich eigentlich nur die Leuchterscheinung, die von dem durch die Atmosphäre sausenden Objekt erzeugt wird. Das, was durch die Atmosphäre fliegt, wird "Asteroid" genannt wenn es groß ist und "Meteoroid", wenn es klein ist (wie etwa im Fall einer Sternschnuppe). Und wenn etwas unten am Erdboden ankommt das man aufsammeln kann, heißen diese Steine dann "Meteorite". Ja, das ist verwirrend - aber so ist es halt, da kann man nix machen.

So oder so wissen wir heute, dass am 15. Februar 2013 ein Asteroid mit einer Geschwindigkeit von gut 19 Kilometer pro Sekunde auf die Atmosphäre der Erde getroffen ist, unter einem Winkel von 18 Grad. Das Objekt hatte einen Durchmesser von circa 20 Metern - aber nicht lange. Denn wegen der enormen Geschwindigkeit war die Reibung zwischen Asteroid und den Molekülen der Luft sehr stark. Das Ding hat sich dadurch sehr schnell sehr stark aufgeheizt und ist circa 30 Kilometer über dem Erdboden auseinandergebrochen. Wenn das mit so einem Asteroid auf seinem Flug durch die Atmosphäre passiert, dann ist das Resultat mehr als nur ein paar kosmische Brösel. Wir müssen hier kurz theoretisch werden und über Oberfläche und Reibung sprechen. Wie stark die Reibung und damit die Hitze ist, hängt von Oberfläche des Asteroiden ab. Eine Kugel mit einem Durchmesser von 20 Metern hat zum Beispiel eine Oberfläche von knapp 1260 Quadratmetern. So weit, so klar, die entsprechende Formel - Oberfläche ist Durchmesser zum Quadrat mal Pi - kennen wir noch aus der Schule. Wenn diese Kugel jetzt auseinander bricht, dann kriegen wir nicht einfach zwei Kugel mit je 10 Metern Durchmesser. Aus dem Volumen einer 20-Meter-Kugel kriegen wir mindestens acht 10-Meter-Kugeln raus. In der Realität wird ein Asteroid natürlich nicht in exakt gleiche große Kugel zerfallen; in der Realität wird ein Asteroid nicht mal kugelförmig sein. Aber darum geht es nicht, sondern darum, dass eine 10-Meter-Kugel eine Oberfläche von 314 Quadratmetern hat. Und acht davon haben zusammen 2512 Quadratmeter, was deutlich mehr ist als die 1260 Quadratmeter der 20-Meter-Kugel. Oder noch mal anders und ganz simpel gesagt: Die zusammengenommene Oberfläche der Bruchstücke eines Objekts ist immer größer als die Oberfläche des ursprünglichen, intakten Objekts. Sobald ein Asteroid beim Flug durch die Atmosphäre zerbricht, ist also plötzlich sehr viel mehr Oberfläche da als vorher und damit sehr viel mehr, an dem sich die Luft reiben kann. Dadurch erwärmen sich die Bruchstücke sehr viel stärker und schneller und zwar so stark, dass der Asteroid nicht einfach nur zerbröselt, sondern regelrecht explodiert.

Genau das ist 30 Kilometer über Tscheljabinsk passiert; genau das war die Ursache des enorm hellen Lichtblitzes und die Druckwelle der Explosion hat danach die Fensterscheiben der Stadt zum Zerbrechen gebracht. In der Astronomie heißt so ein Ereignis "Airburst" und das passiert immer, wenn ein Objekt mit der Erde kollidiert, das nicht groß oder massiv genug ist. Ab einer Größe von circa 100 Metern ist ein Asteroid groß genug, um halbwegs unbeschadet bis zum Erdboden durchzukommen; beziehungsweise geht das auch wenn er kleiner ist, aber nicht aus losem Gestein besteht, sondern aus Metall. Solche Metallasteroide sind aber sehr selten, das heißt alles was ein paar Dutzend Meter groß ist, wird irgendwo auf dem Weg nach unten in Form eines Airbursts explodieren.

Der Meteor von Tscheljabinsk hat einen Lichtblitz produziert, der 30 mal heller als die Sonne war und noch in 100 Kilometer Entfernung gesehen werden konnte. Das Licht war aber nicht nur normales Sonnenlicht, da wurde unter anderem auch ultraviolette Strahlung frei und tatsächlich haben sich gut zwei Dutzend Menschen gemeldet, die nach dem Lichtblitz des Meteors einen Sonnenbrand bekommen hatten - was unter anderem auch daran liegen kann, dass der Boden in ihrer Nähe mit Schnee bedeckt war, der das Licht noch einmal reflektiert und den Effekt verstärkt hat.

Aus den Beobachtungen der Auswirkungen des Airbursts schätzt man die Stärke der Explosion auf ein Äquivalent von 500 Kilotonnen TNT. Das ist eine übliche Maßeinheit für Explosionen und zum Vergleich kann man sich klarmachen, dass die Atombombe, die im 2. Weltkrieg über Hiroshima explodiert ist, eine Explosion von 13 Kilotonnen TNT Äquivalent verursacht hat. Der Asteroid der in der Luft über Tscheljabinsk explodiert ist war also so heftig wie 38 Hiroshima-Bomben. Wenn er ein bisschen größer gewesen wäre, dann wäre die Explosion entsprechend stärker gewesen und er wäre auch näher am Erdboden explodiert. Dann wären vermutlich nicht nur Fensterscheiben zerbrochen, sondern Häuser eingestürzt. So wie 1908, als - ebenfalls über Russland - ein circa 60 Meter großer Asteroid in maximal 14 Kilometer Höhe über Tunguska explodiert ist, wie ich in Folge 380 der Sternengeschichten ausführlich erzählt habe. Damals wurde keine Stadt beeinträchtigt aber ungefähr 60 Millionen Bäume auf einer Fläche von 2000 Quadratkilometern gefällt.

In Tscheljabinsk ging die Sache zum Glück mit weniger Schäden aus. Aber trotzdem wäre es schön gewesen, wenn man vorher Bescheid gewusst hätte. Dann hätte man zwar auf die Schnelle nichts gegen den Einschlag tun können. Aber zumindest die Menschen warnen, dass sie sich von den Fenstern fern halten. Warum hat man also den Asteroid nicht schon vor dem Einschlag entdeckt? Weil er erstens klein ist. 20 Meter sind nicht viel, wenn sie hunderttausende Kilometer entfernt durchs Weltall fliegen. Da muss man schon mit einem ziemlich großen Teleskop hinschauen und das auch zur richtigen Zeit in die richtige Richtung. Und das ist das zweite Problem: Der Asteroid kam genau aus Richtung der Sonne auf die Erde zugeflogen und das ist genau der Bereich am Himmel, den man von der Erde aus nicht abdecken kann. Und da es noch keine auf Asteroidenentdeckung spezialisierten Weltraumteleskope gibt, haben wir das Ding nicht gesehen.

Und natürlich ist der Asteroid nicht von der Sonne ausgespuckt worden. Wo er seinen Ursprung hat, wissen wir aber nicht genau. Aus dem bisschen was man aus den Daten über die Umlaufbahn rekonstruieren konnte, die er vor dem Einschlag gehabt hat, wissen wir, dass es sich um ein Objekt aus der Gruppe der "Apollo"-Asteroiden handeln muss. Wer sich erinnert: Von denen habe ich in Folge 217 mehr erzählt. Das ist ein Teil der sogenannten "Erdnahen Asteroiden" also Asteroiden, die sich - wenig überraschend - in der Nähe der Erde aufhalten und man unterscheid grob drei Gruppen, je nach Art der Umlaufbahn. Eine davon sind die Apollo-Asteroiden und die befinden sich im Mittel zwar immer weiter von der Sonne entfernt als von der Erde; der sonnennächste Punkt ihrer Bahn liegt aber innerhalb der Erdbahn und das heißt: Sie können die Bahn der Erde kreuzen. Und wenn sie das gerade dann tun, wenn die Erde im Kreuzungspunkt steht, gibt es eine Kollision. Man hat zwei Asteroiden identifiziert, die der Ursprung des Tscheljabinsk-Objekts sein könnten. Der Asteroid 2011 EO40, der sich auf einer ähnlichen Bahn befindet wie sich das Tscheljabinsk-Ding vor dem Einschlag befunden hat. Vielleicht war es aber auch der Asteroid 1999 NC43. Beide sind auf jeden Fall Apollo-Asteroiden und beide größer als das Objekt, das mit der Erde kollidiert ist. 2011 EO40 ist um die 200 Meter groß; 1999 NC43 sogar 1,4 Kilometer. Es ist also nicht unplausibel, dass da was abgebrochen ist und sich auf den Weg zur Erde gemacht hat. Asteroiden sind ja im seltensten Fall massive Objekte sondern eher fliegende Geröllhaufen von denen sich im Laufe der Zeit durchaus Teile ablösen können.

Der ganz ursprüngliche Ursprung des Asteroids muss aber noch einmal woanders liegen. Denn die erdnahen Asteroiden, inklusive der Apollos, sind ja keine stabile Population. Soll heißen: Da wo sie jetzt rumfliegen, können sie nur ein paar 10.000 bis 100.000 Jahre rumfliegen. Sie treiben sich zwischen den Umlaufbahnen von Mars, Erde und Venus rum und werden von ihnen ständig gestört. Irgendwann kollidieren sie dann halt oder werden auf eine Bahn abgelenkt, die sie in die Sonne oder ganz raus aus dem Sonnensystem führt. Dass immer noch welche da sind liegt nur daran, dass immer wieder neue nachgeliefert werden und zwar aus dem Hauptgürtel der Asteroiden der sich zwischen den Umlaufbahnen von Jupiter und Mars befindet. Wenn dort Asteroiden miteinander kollidieren oder durch gravitative Störungen von Jupiter abgelenkt werden, können sie langsam in Richtung des inneren Sonnensystems driften und zu erdnahen Asteroiden werden. Dort gibt es die Gruppe der "Flora-Asteroiden", mehr als 10.000 Felsbrocken, die vermutlich alle bei einer sehr großen Kollision in der Frühzeit des Sonnensystems entstanden sind. Das größte Objekt davon ist der 140 Kilometer durchmessende Asteroid Flora, die restlichen sind alle viel kleiner. Und sehr viele Bruchstücke sind vermutlich auch schon längst anderswo im Sonnensystem gelandet. Es gibt ein paar vage Hinweise, dass der Asteroid von Tscheljabinsk ebenfalls aus dieser Flora-Familie stammt. Aber so genau werden wir das vermutlich nicht wissen.

Alles was vom Meteor von Tscheljabinsk bleibt, sind die Bilder auf den Videos. Und ein paar hundert Kilogramm an Meteoriten, die man später in der Region aufgesammelt hat. Das größte Bruchstück wiegt knapp 600 Kilogramm und wurde vom Grund eines Sees geborgen. Dazu kam noch diverser Kleinkram von circa 400 Kilogramm. Ihre Analyse hat uns gezeigt, dass der Asteroid im Laufe der Zeit diverse Kollisionen mit anderen Asteroiden im Weltall erlebt haben muss, die letzte davon vor 27 Millionen Jahren. Aber wo er wirklich herkommt wird sich dadurch nie zweifelsfrei bestimmen lassen.

Ohne Zweifel wissen wir aber, dass auch in Zukunft Asteroiden mit der Erde kollidieren werden. Da draußen fliegt noch genug rum und vor allem kleine Objekte. Große Asteroiden, die ein Massensterben wie bei den Dinos verursachen können, schlagen selten ein; alle paar Dutzend bis 100 Millionen Jahre; zum Glück. Ein Ereignis wie in Tscheljabinsk passiert statistisch gesehen alle 60 Jahre. Aber natürlich muss es nicht immer so ausgehen wie 2013. Der Großteil der Erdoberfläche ist unbewohnt und vom Ozean bedeckt. Wenn dort ein Airburst stattfindet und wenn es vielleicht noch ein paar Kilometer weiter oben passiert als in Tscheljabinsk, dann kriegen wir unten auf der Erde nichts mit; dann wissen nur die Messinstrumente der Wissenschaft, dass da wieder was passiert ist.

Sternengeschichten Folge 480: Galaxien-Wurst im Inneren der Milchstraße

Im Inneren der Milchstraße steckt eine gigantische Wurst. Ok, nicht wirklich natürlich. Aber die Geschichte der "Gaia Sausage" also auf deutsch der "Gaia Wurst" ist tastsächlich spannend. Sie handelt von dem, was vor ungefähr 9 Milliarden Jahren passiert ist und unsere Galaxie erst zu dem gemacht hat, was sie heute ist.

Die Milchstraße ist die Galaxie, in der sich die Sonne befindet. Zusammen mit ein paar hundert Milliarden anderer Sterne. Die Milchstraße ist eine recht typische Spiralgalaxie, aber natürlich nicht allein im Universum. Da sind noch unzählige andere Galaxien. Zum Beispiel die Zwerggalaxien, die jede große Galaxie in ihrer Umgebung hat. Bei uns sind das die Zwerggalaxien der sogenannten "Milchstraßen-Untergruppe" und am bekanntesten davon sind die Große und die Kleine Magellansche Wolke, die man am Südhimmel der Erde wunderbar sehen kann. Die uns am nächsten gelegene Zwerggalaxie ist die Canis-Major-Zwerggalaxie, in knapp 40.000 Lichtjahren Entfernung vom Zentrum der Milchstraße. Im Gegensatz zu den hunderten Milliarden von Sternen in der Milchstraße besteht so eine Zwerggalaxie aus hunderten Millionen beziehungsweise nur wenigen Milliarden Sternen. Die nahe gelegene Canis-Major-Zwerggalaxie wurde erst 2003 entdeckt; sie liegt so ungünstig am Himmel dass uns die vielen Sterne der Milchstraße den Blick darauf verstellt haben. Noch ein wenig genauer hinschauen muss man, wenn man Zwerggalaxien entdecken will, die gar nicht mehr existieren.

Denn auch wenn zwischen den Galaxien sehr, sehr viel Platz ist: Ab und zu kommen sie sich doch in die Quere. Ich habe in Folge 177 der Sternengeschichten ja schon mehr über Zwerggalaxien und sogenannte "Sternströme" erzählt. Zwerggalaxien stehen unter dem Einfluss der viel stärkeren Schwerkraft der großen Galaxien in deren Nähe sie sich befinden. Sie bewegen sich um die großen Galaxien herum und sie können auch mit ihnen kollidieren. Nur dass bei solchen galaktischen Kollisionen so gut wie nichts tatsächlich miteinandern zusammenstößt. Wenn zwei Galaxien aufeinander treffen, werden sie zuerst durch die wechselseitige Gravitationskraft verformt. Dann durchdringen sie einander langsam; zu Kollisionen zwischen Sternen kommt es dabei aber so gut wie gar nicht. Ist eine Galaxie sehr viel größer als die andere, dann wird aus dem Durchdringen allerdings oft ein Verschlucken. Die Sterne der kleinen Galaxie verteilen sich in der großen und am Ende hat die Zwerggalaxie aufgehört zu existieren.

Aber sie hinterlässt Spuren! Die Sterne die früher Teil der Zwerggalaxie waren sind immer noch durch ihre Bewegung als Außenseiter zu erkennen. Sie bewegen sich nicht so wie die Sterne der großen Galaxien, sondern folgen Bahnen, die zum Beispiel weit über die Ebene der anderen Sterne hinaus führen. Solche "Sternströme" sind die letzten Reste der ehemaligen Zwerggalaxie und in unserer Milchstraße haben wir schon einige davon gefunden. Jeder davon zeigt uns, dass die Milchstraße irgendwann eine Zwerggalaxie verschluckt hat. Und ein ganz besonderes Ereignis dieser Art muss vor 8 bis 10 Milliarden Jahren stattgefunden haben.

Wir haben davon erst im Jahr 2018 erfahren als Daten des Weltraumteleskops Gaia ausgewertet wurden. Dieses Teleskop hat Position und Geschwindigkeit von so vielen Sternen vermessen wie kein anderes zuvor. Mehr als 1,6 Milliarden Sterne, was zwar immer noch nur ein Bruchteil aller Sterne der Milchstraße ist, aber doch dramatisch viel mehr Sterne, als wir zuvor in unseren Katalogen hatten. Wir können zwar nicht in echt sehen, wie die Sterne sich bewegen. Beziehungsweise schon, aber angesichts der enormen Distanzen im Universum sind die Distanzen die die Sterne in den paar Jahren zurücklegen in denen wir sie beobachten kaum der Rede wert. Aber wenn wir - dank Messungen wie von Gaia - wissen, wo ein Stern sich befindet und wie schnell er sich in eine bestimmte Richtung bewegt, dann können wir berechnen wo sie früher waren und wo sie in Zukunft sein werden. Und als man das mit den Gaia-Daten getan hat, ist plötzlich die Wurst aufgetaucht.

Um zu verstehen, was es damit auf sich hat, müssen wir ein wenig abstrakter werden. Wir zeichnen aus den Daten jetzt keine Karte der Milchstraße, also kein Diagram, in dem man die Positionen einträgt. Sondern erstellen ein Bild der Geschwindigkeiten. Ein Stern hat ja gewissermaßen drei verschiedene Geschwindigkeiten; eine für jede Richtung im Raum. Das kann man sich leicht vorstellen, wenn man zum Beispiel Autos statt Sternen betrachtet. Wenn ich am Bürgersteig neben der Straße stehe, dann fahren die Autos - hoffentlich - an mir vorbei. In die eine Richtung, die Fahrtrichtung der Autos, ist ihre Geschwindigkeit sehr hoch. Aber keines der Autos kommt - nochmal hoffentlich - direkt auf mich zu; in dieser Richtung ist ihre Geschwindigkeit also gleich Null. Bei den Sternen ist es genau so. Sie bewegen sie durch die Milchstraße und je nachdem wie sie das tun haben sie unterschiedliche Geschwindigkeiten in den drei Raumrichtungen.

Die "Gaia-Wurst" ist nun etwas, was man als "ausgeprägte Anisotropie in der Geschwindigkeitsverteilung der Sterne" bezeichnen kann, wenn man wissenschaftlich formuliert. Oder, wenn man ein wenig verständlicher sein will: Zeichnet man die Geschwindigkeiten aller Sterne der Milchstraße entlang der drei Raumrichtungen auf, dann findet man eine Gruppe an Sternen, die sich alle sehr stark "radial" bewegen. Das heißt, sehr vereinfacht, anstatt sich schön gleichmäßig rundherum zu bewegen, haben sie langgestreckte Bahnen auf denen sie die meiste Zeit auf - wieder sehr vereinfacht - fast gerader Bahn durch die Galaxie sausen und dann in einer 180-Grad-Kurve die Richtung ändern und wieder zurück fliegen. Gut, das war vermutlich ein wenig zu sehr vereinfacht, aber wenn wir nicht in die Details der Kugelkoordinaten einsteigen, dann sollte das reichen. Wichtig ist: Man hat eine Gruppe von Sternen entdeckt, die sich ganz anders bewegen als der Rest der Sterne in der Milchstraße. Sie tun das auf sehr langgestreckten Bahnen, was bedeutet, dass eine ihrer Geschwindigkeitskomponenten sehr viel größer ist als die andere und wenn man das in einem entsprechenden Diagramm einzeichnet, dann sieht diese Gruppe von Sternen aus wie eine langgestreckte "Wurst", die quer in der Milchstraße liegt.

Auf solchen Bahnen bewegen sich Sterne aber nicht so einfach und schon gar nicht so viele auf einmal. Es muss also etwas besonderes vorgefallen sein, wenn wir da so viele Sterne auf so komischen Bahnen haben. Und das, was vorgefallen ist, war eine galaktische Kollision! Die Milchstraße ist vor 8 bis 10 Milliarden Jahren mit einer Zwerggalaxie kollidiert, die wahlweise als die "Wurst-Galaxie" oder "Gaia-Enceladus-Sausage" bezeichnet wird. Die muss quasi frontal mit der Milchstraße kollidiert sein; wenn sie sich eher "seitlich" in die Milchstraße gedrängt hätte, dann hätten die Sterne heute nicht so extreme Bahnen. Es muss auch eine vergleichsweise große Zwerggalaxie gewesen sein, denn die Gaia-Wurst ist gewaltig. Man schätzt, das die Milchstraße durch die Kollision insgesamt 50 Milliarden Sonnenmassen dazugewonnen hat. Nicht alles davon waren Sterne, es war auch eine gute Menge Gas und dunkle Materie mit dabei. Aber dennoch sind 50 Milliarden Sonnenmassen eine ordentliche Mahlzeit und es ist nicht verwunderlich, dass das Spuren hinterlassen hat. Nach der Kollision mit der Wurst-Galaxie war die Milchstraße nicht mehr die alte. Die Scheibe der Milchstraße, in der sich die Spiralarme befinden, wurde vermutlich zum Teil auseinander gerissen und musste sich danach erst wieder neu bilden. Überreste der Wurst-Galaxie haben sich im Zentrum der Milchstraße angesammelt und dort den "Bulge" gebildet, also die kugelförmige Ausbuchtung die sich im zentralen Bereich der galaktischen Scheibe erhebt.

Wir wissen auch, dass die Wurst-Galaxie mindestens acht Kugelsternhaufen mitgebracht hat. Das ist ein weiteres Anzeichen für ihre Größe. Kleine Zwerggalaxien haben keine eigene Sammlung dieser Sternhaufen; große wie unsere Milchstraße schon. Wir kennen circa 150 Kugelsternhaufen, die sich rund um die Milchstraße herum befinden; sie gehören zur Ausstattung jeder ordentlichen Galaxie. Die Wurst-Galaxie war zwar deutlich kleiner als die Milchstraße, aber trotzdem groß genug um zumindest ein paar eigene Kugelsternhaufen gehabt zu haben. Wir wissen nämlich dank Position- und Geschwindigkeitsmessungen, dass sich auch ein paar der galaktischen Kugelsternhaufen auf die gleiche seltsame Art bewegen wie die Sterne der Gaia-Wurst. Wer es genau wissen will: Es sind die Kugelsternhaufen mit der Bezeichnung Messier 2, Messier 56, Messier 75, Messier 79, NGC 1851, NGC 2298 und NGC 5286. Beim Kugelsternhaufen NGC 2808 ist man sich noch nicht ganz sicher. Dieses Objekt ist knapp 31.000 Lichtjahre entfernt, besteht aus mehr als einer Million Sterne und gehört zu den massereichsten Kugelsternhaufen unserer Milchstraße. Man findet dort junge Sterne, aber auch sehr alte Sterne, was ungewöhnlich ist für Kugelsternhaufen. Dort sind normalerweise nur alte Sterne zu finden. Im Gegensatz zu den zentraleren Bereichen von Galaxien, die immer Sterne aller Generationen enthalten. Deswegen wird vermutet, dass es sich bei NGC 2808 um die Zentralregion der ehemaligen Wurst-Galaxie handeln könnte. Es wäre dann der letzte Rest dieser Galaxie; der Teil, der sich bei der Kollision nicht aufgelöst hat.

Die Milchstraße ist im Laufe der Zeit mit vielen Zwerggalaxien kollidiert und hat sie sich dabei einverleibt. Die Wurst-Galaxie aber war mit Abstand der größte Brocken. Dieser Zusammenstoß hat unsere Milchstraße zu dem gemacht, was sie heute ist. Aber nicht unbedingt bleiben wird. Es wird weitere Kollisionen geben. Es GIBT weitere Kollisionen; gerade jetzt ist die Milchstraße etwa dabei, die Sagittarius-Zwerggalaxie zu verschlucken. Aber galaktische Kollisionen laufen langsam ab und sie wird noch die eine oder andere Milliarde Jahre daran zu knabbern haben.

Sternengeschichten Folge 479: Der Erdähnlichkeitsindex

"Erdähnlich" ist ein schwieriges Wort in der Astronomie. Ok, eigentlich ist "erdähnlich" gar kein schwieriges Wort. Lässt sich ganz leicht sagen: "Erdähnlich". Aber es geht auch nicht um die Aussprache, sondern darum, was das Wort bedeuten soll. Wenn man hört, dass ein Himmelskörper "erdähnlich" ist, dann ist es nur verständlich, wenn man sich dann vorstellt, dass dieser Himmelskörper so wie die Erde ist. In der Astronomie meint man mit "erdähnlich" aber was anderes. Oder eigentlich meint man schon auch, dass ein Himmelskörper so wie die Erde ist. Aber man kann einen Planeten eben auf viele Arten mit der Erde vergleichen.

Der Mars zum Beispiel ist im astronomischen Sinne ein erdähnlicher Planet. Die Venus genau so. Man könnte sogar den Merkur als "erdähnlich" bezeichnen; vielleicht sogar auch den Mond. Aber bleiben wir bei Mars und Venus. Sie sind erdähnlich, weil es sich bei beiden Planeten um Himmelskörper mit einer festen Oberfläche handelt, so wie die Erde. Mars und Venus bestehen aus Gestein und haben einen Kern aus Metall - so wie die Erde. Sie haben zumindest näherungsweise die gleiche Masse und Größe wie die Erde. Ok, der Mars ist schon ein Stück kleiner - aber im Vergleich zu etwa dem Jupiter und Saturn kann man durchaus sagen, dass Mars und Erde in erster Näherung gleich groß sind.

Mars und Venus sind also erdähnliche Planeten, weil sie ähnlich wie die Erde in Größe, Masse und Aufbau sind und sich etwa deutlich von Planeten wie Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun unterscheiden: Sehr viel größere Himmelskörper, die keine feste Oberfläche haben und vor allem aus Wasserstoff und Helium bestehen und nicht aus Metall und Gestein. Venus und Mars sind aber definitiv NICHT erdähnlich, wenn es um die Bedingungen auf der Oberfläche geht. Wer auf Venus oder Mars ohne Raumanzug aus einem Raumschiff tritt, wird sehr schnell sehr tot sein. Auf der Venus vermutlich auch mit Raumanzug; dort hat es mehr als 400 Grad… Mars und Venus sind lebensfeindliche Planeten; es gibt dort kein flüssiges Wasser auf der Oberfläche, keine Atmosphäre die man atmen kann und auch sonst nichts, was uns an die Erde erinnern würde.

Genau darum ist es schwierig, wenn man den astronomischen Fachbegriff "erdähnlich" in der Kommunikation mit der Öffentlichkeit verwendet. Wenn irgendwo in den Medien verkündet wird, man hätte einen "erdähnlichen Planeten" bei einem anderen Stern entdeckt, dann kann man es den Menschen nicht verübeln, wenn sie sofort an die Möglichkeit von außerirdischem Leben denken. Aus astronomischer Sicht heißt das aber nur, dass man einen Planeten gefunden hat, der ungefähr so groß und so schwer wie die Erde ist und kein Gasriese wie Jupiter.

Die Wissenschaft hat es aber sowieso lieber mathematisch und exakt. Deswegen haben sich im Jahr 2011 der Astronom Dirk Schulze-Makuch und Schwung Kolleginnen und Kollegen Gedanken darüber gemacht, wie man die "Erdähnlichkeit" eines Himmelskörpers besser beschreiben kann. Das Resultat ist der sogenannte "Earth Similarity Index", also der "Erdähnlichkeitsindex". Das ist eine Zahl und um die zu berechnen braucht man zuerst ein paar andere Zahlen. Zum Beispiel

Aber damit ist die Sache noch nicht erledigt. Was man für die mittlere Dichte tun kann, kann man auch für den Radius machen. Oder für die Masse. Oder für die Temperatur auf der Oberfläche. Das alles kann man dann mitteln und am Ende bekommt man einen gesammelten Earth Similarity Index, der die Ähnlichkeit und Unterschiede all der Parameter berücksichtigt, die man betrachtet hat.

Schulze-Makuch und Co haben das ganze in zwei Untergruppen aufgeteilt. Wenn man etwa die Earth Similarity Indizes für den Radius und die Dichte eines Planeten kombiniert, bekommt man ein Maß, dass dem "erdähnlich" entspricht, das ich ganz zu Beginn erklärt habe: Wie ähnlich ist ein Planet der Erde hinsichtlich des Inneren. Handelt es sich um zwei Gesteinsplaneten mit fester Oberfläche, dann wird dieser "Innere Erdähnlichkeitsindex" nahe bei 1 liegen; vergleicht man die Erde mit einem Gasplaneten, wird es eher in Richtung Null gehen. Dann wurde aber auch noch ein "äußere Erdähnlichkeitsindex" definiert. Hier vergleicht man die Fluchtgeschwindigkeit und die Oberflächentemperatur. Das klingt seltsam. Ok, die Oberflächentemperatur macht Sinn; es ist ja durchaus relevant zu wissen, ob es auf einem anderen Planeten sehr viel heißer oder kälter ist als auf der Erde. Aber die Fluchtgeschwindigkeit? Die hängt von der Masse des Planeten ab und ist die Geschwindigkeit, die etwas haben muss, um von der Oberfläche des Planeten ins All zu entkommen. Wir denken dabei an Raumfahrt und daran, wie schnell unsere Raketen fliegen müssen. Aber die Fluchtgeschwindigkeit gilt für alles, auch und vor allem für die Atome und Moleküle einer planetaren Atmosphäre. Die Fluchtgeschwindigkeit bestimmt direkt, welche Atmosphäre ein Planet haben kann.

Bei Erde und Venus kriegt man einen inneren Erdähnlichkeitsindex von 0,979. Wenig überraschend, denn wir haben ja schon festgestellt, dass die beiden Planeten sich sehr ähnlich sind, was die Größe, Dichte und den inneren Aufbau angeht. Der äußere Erdähnlichkeitsindex liegt aber bei nur 0,2. Weil es auf der Venus eben sehr viel heißer ist und ihre Atmosphäre ganz anders aussieht. In der Hinsicht ist sie der Erde alles andere als ähnlich. Wenn man jetzt beide Erdähnlichkeitsindizes kombiniert kommt man auf eine Gesamtzahl von 0,44. Die Venus ist also eher wenig erdähnlich, was diesen Earth Similarity Index angeht.

Wie schaut es jetzt mit den Planeten anderer Sterne aus? Kommt drauf an. Schauen wir mal zum Stern mit dem schönen Namen "Teegardens Stern". Der übrigens nach dem amerikanischen Astronom Bonnard Teegarden benannt ist und nix mit nem Teegarten zu tun hat. Es handelt sich um einen roten Zwergstern in nur 12 Lichtjahren Entfernung von der Erde. 2019 hat man dort zwei Planeten entdeckt. Beide sind nur minimal schwerer als die Erde. Die Planeten befinden sich sehr dicht an ihrem Stern, was aber nicht zu extremen Temperaturen führt, da es sich ja um einen vergleichsweise kühlen roten Zwerg handelt. Im Prinzip könnte die Temperatur auf der Oberfläche der Planeten gerade passen, so dass es dort erdähnliche und lebensfreundliche Werte hat. Wenn man jetzt den Erdähnlichkeitsindex der beiden Planeten berechnet, so erhält man für den einen eine Zahl die bei 0,68 liegt. Beim anderen sind es aber 0,95. Das ist SEHR erdähnlich. Können wir also damit rechnen, dass dort Leben existiert oder zumindest lebensfreundliche Bedingungen? Können wir den Raumanzug im Raumschiff lassen, wenn wir dort hin fliegen?

Nun, da sind wir jetzt wieder beim Problem vom Anfang. Das was sein kann, ist das eine. Das was tatsächlich ist, das andere. Der Erdähnlichkeitsindex zeigt uns, dass Teegarden b - wie der Planet offiziell heißt - das Potenzial hat, ein echter, lebensfreundlicher Himmelskörper zu sein. Ob er es aber auch ist, wissen wir nicht. Zum einen, weil die Berechnung des Index nur so gut funktioniert wie die Qualität der Daten ist, die man da rein steckt. So etwas wie Masse oder die Größe können wir - im Prinzip - sehr gut und halbwegs genau messen. Die Oberflächentemperatur aber nur indirekt bestimmen. Ich habe das vorhin ein wenig umgangen, also ich über die Berechnung der Indizes gesprochen haben. Dass es auf der Venus so sehr viel heißer ist als auf der Erde wissen wir, weil wir dort gelandet sind. Weil wir Raumsonden in ihrer Umlaufbahn haben. Weil wir mit Teleskopen auf der Erde unseren Nachbarplaneten recht gut beobachten können. Wir haben die Temperatur dort direkt gemessen und wir wissen, dass es dort so heiß ist, weil die Atmosphäre der Venus so extrem dicht ist. Wüssten wir das nicht; würden wir nur Größe, Masse und Abstand der Venus von der Sonne kennen, dann würden wir denken und mangels weiterer Information denken müssen, dass die Temperatur dort bei circa 50 Grad liegt. Das ist die Temperatur, die die Venus dank ihres Abstands von der Sonne haben müsste. Dass es tatsächlich knapp 470 Grad sind, liegt am Treibhauseffekt der durch ihre dichte Atmosphäre ausgelöst wird.

Wir haben aber keine Ahnung, wie die Atmosphäre der Planeten von Teegardens Stern aussieht. Oder die Atmosphäre von irgendeinem anderen extrasolaren Planeten. Trotz des hohen Erdähnlichkeitsindex könnte es sich um extrem lebensfeindliche Welten handeln. Der Erdähnlichkeitsindex ist ein durchaus nützliches Instrument für die Wissenschaft. Bei all den Daten die wir sammeln braucht es sinnvolle mathematische Konzepte um diese Daten zu organisieren und zu vergleichen. Man darf sich aber nicht von der Mathematik täuschen lassen! Ein Erdähnlichkeitsindex von 0,95 ist erstmal nur eine Zahl die in ihrem wissenschaftlichen Zusammenhang betrachtet werden muss. Aus dem darf sie auch nicht gerissen werden; insbesondere darf man daraus nicht ohne weiteres Pressemitteilungen oder Medienberichte machen, die behaupten, dass es sich um einen lebensfreundlichen Planeten handelt; eine "zweite Erde" und was man sonst immer wieder lesen kann, wenn es um die Entdeckung von anderen Planeten geht.

Die Instrumente der Astronomie werden immer besser. Irgendwann werden wir die nötigen Daten haben, um nach echter Erdähnlichkeit zu suchen und sie auch zu finden, wenn sie da ist! Bis dahin sollten wir in der Kommunikation mit der Öffentlichkeit die Spekulationen auch deutlich als solche bezeichnen und nicht hinter komplexen mathematischen Formeln verstecken.

Sternengeschichten Folge 478: Die solare Gravitationslinse

Wenn man etwas über das Universum sagen kann, dann: Es ist sehr, sehr groß und alles ist sehr, sehr weit weg. Das wissen wir natürlich schon länger, aber es macht die Astronomie auch zu einer sehr schwierigen Wissenschaft. Wir wollen ja beobachten, was da draußen abgeht. Aber weil alles so weit weg ist, müssen wir uns auch richtig anstrengen, dort draußen was zu sehen. Sterne beobachten ist vergleichsweise leicht. Dazu muss man nur in einer klaren Nacht nach draußen gehen und zum Himmel schauen. Voilá: Sterne! Wer aber gerne mehr als jede Menge Lichtpunkte sehen will, hat ein Problem.

Natürlich: Sterne sind gigantisch große Objekte. Das nützt uns aber nichts, weil sie eben so verdammt weit weg sind. Bis auf ganz wenige Ausnahme können wir Sterne immer nur als Punkte sehen, nie als ausgedehnte Objekte. Wir können auch - wieder bis auf ganz wenige Ausnahmen - keinerlei Strukturen dort erkennen. Gut, wir haben gelernt aus diesen Lichtpunkten jede Menge Informationen zu holen. Wir können bestimmen, wie groß, wie alt, wie schwer der Stern ist, selbst wenn wir ihn nur als Lichtpunkt sehen. Wir können rausfinden, wie weit er weg ist und woraus er besteht. Wir können sogar untersuchen, ob er von Planeten umkreist wird oder nicht. Die Astronomie ist super! Aber was für Sterne gilt, gilt für Planeten noch viel mehr.

Sieht man mal von den acht Stück ab, die sich in unserem Sonnensystem befinden, haben wir derzeit keine Chance, irgendwelche Details auf Planeten zu beobachten, die andere Sterne umkreisen. Wir können in den allermeisten Fällen ja nicht einmal den Planeten selbst sehen! Von der Existenz dieser extrasolaren Planeten wissen wir nur indirekt; weil wir zum Beispiel sehen, wie die Gravitationskraft des Planeten den Stern ein klein wenig zum Wackeln bringt. Oder der Planet ab und zu vor dem Stern vorüber zieht und dabei ein klein wenig seines Lichts verdunkelt. Planeten sind kleiner als Sterne, sie leuchten nicht selbst und sind genau so absurd weit weg die Sterne. Sie direkt zu beobachten ist derzeit fast unmöglich. Und in den ganz wenigen Spezialfällen, wo wir den Planeten eines anderen Sterns direkt gesehen haben, haben wir natürlich auch nicht mehr gesehen als einen Lichtpunkt.

Es wäre natürlich schon cool, wenn wir mal einen echten Blick auf einen extrasolaren Planeten werfen könnten. Und schauen, ob da vielleicht der eine oder andere Ozean zu sehen ist. Mit ein paar Kontinenten darin? Die vielleicht schön grün sind, weil dort irgendeine Art von pflanzlichen Leben existiert? Und wer weiß, vielleicht sieht man ja auch ne Alien-Stadt oder so! Aber das ist Science-Fiction, oder?

Na ja, das mit den Alien-Städten vermutlich schon. Aber es ist nicht völlig ausgeschlossen, dass wir irgendwann mal den Planeten eines anderen Sterns "richtig" sehen, mit Details der Oberfläche. Und zwar, ohne dorthin zu fliegen, wozu wir ja erst wieder irgendwelche Science-Fiction-Raumschiffe bräuchten. Was wir brauchen sind Teleskope! Gut, die braucht man in der Astronomie immer und je größer, desto besser. Aber es kommt nicht immer nur auf die Größe an, sondern auch auf die Technik und vor allem darauf, wo man das Teleskop hinstellt.

Ein Teleskop auf der Erde ist praktisch, weil man da leicht hin kommt, aber man muss eben immer durch die Atmosphäre hinauf zu den Sternen schauen und das stört die Beobachtung. Teleskope im Weltall haben dieses Problem nicht, aber dafür muss man das Ding mühsam mit Raketen dorthin schaffen und kann es danach nicht mehr reparieren oder updaten. Aber für das Teleskop, um das es in dieser Folge gehen soll, haben wir keine andere Wahl. Wir müssen ins All und zwar nicht irgendwo hin, sondern an einen ganz bestimmten Ort.

Denn die Natur hat uns quasi das perfekte Fundament für eine astronomische Beobachtungsstation gelegt. Obwohl "Fundament" vermutlich das falsche Wort ist. Es geht nicht darum, ein Teleskop auf einem anderen Himmelskörper zu stationieren. Der Ort, zu dem wir müssen, liegt weit entfernt von der Sonne, mitten im leeren All. Mindestens 550 mal weiter von der Sonne weg als die Erde. Dort ist nichts - aber wenn wir DORT ein Teleskop hätten, wäre das leistungsfähiger als alles, was wir anderswo bauen könnten.

Um zu verstehen warum das so ist, müssen wir kurz auf das schauen, was Albert Einstein so getrieben hat. Zum Beispiel - und wie ja alle wissen werden - hat er die Allgemeine Relativitätstheorie aufgestellt. Die unter anderem besagt, dass Masse den Raum krümmt und alles, inklusive Licht, folgt bei seiner Bewegung der Krümmung des Raums. Was unter anderem bedeutet: Fliegt Licht in der Nähe einer großen Masse vorbei, dann kann es dabei abgelenkt werden. Genau so wie eine Linse aus Glas oder ein Spiegel den Weg eines Lichtstrahls verändern kann, kann das auch eine große Masse im Weltraum. Das nennt man "Gravitationslinseneffekt" und ich habe in früheren Folgen schon oft darüber gesprochen, wie das genau funktioniert und wie die Astronomie diesen Effekt nutzt. Aber WENN wir ihn nutzen, müssen wir auf den Zufall hoffen. Wenn zum Beispiel - zufällig - ein Stern von uns aus gesehen genau vor einem anderen Stern vorüber zieht, dann kann der eine Stern als Gravitationslinse wirken und das Licht des anderen Sterns ablenken oder verstärken.

Unsere Sonne ist auch ein Stern. Und krümmt mit ihrer Masse ebenfalls den Raum. Licht, das in der Nähe der Sonne vorbeifliegt, wird abgelenkt (das haben wir auch schon beobachtet; unter anderem konnte durch solche Beobachtungen die Gültigkeit der Allgemeinen Relativitätstheorie nachgewiesen werden). Das Problem: Um die Sonne gezielt als Gravitationslinse zu nutzen, sind wir auf der Erde zu nah dran. Der amerikanische Astronom Von Russell Eshleman hat das in einer Arbeit aus dem Jahr 1979 alles genau durchgerechnet. Entfernt man sich circa 550 Astronomische Einheiten von der Sonne, das entspricht der 550fachen Entfernung zwischen Sonne und Erde, dann befindet sich man quasi genau im Fokus der "Solaren Gravitationslinse". Also genau dort, wo die Sonne Lichtstrahlen anderer Objekte dank ihrer Masse "hinbiegt". Ansonsten schwach leuchtende Himmelskörper würde man dort sehr viel heller sehen können als normal; je nach Wellenlänge des Lichts das man beobachtet kann die Verstärkung das 100millionenfache des ursprünglichen Signals betragen. Und auch die Auflösung wäre dort viel besser; man könnte also Himmelskörper nicht nur als Lichtpunkte sehen, sondern durchaus auch als ausgedehnte Objekte mit Details.

Apropos Details: Im Detail ist das natürlich alles sehr viel komplizierter. Man kann nicht einfach 550 Astronomische Einheiten durchs Sonnensystem fliegen, dann das Raumschiff parken, aus dem Fenster schauen und die wunderbare Pracht des Universums beobachten. Man braucht dort zuerst einmal ein Teleskop. Das aber gar nicht gigantisch groß sein muss, ein Spiegeldurchmesser von nem Meter würde schon reichen. So. Und jetzt haben wir schon das erste Problem: Wir kriegen wir das Teleskop an den passenden Punkt? 550 Astronomische Einheiten ist VIEL. Der sonnenfernste Planet - Neptun - ist gerade mal 30 Astronomische Einheiten weit weg. Der Pluto entfernt sich maximal 50 Astronomische Einheiten von der Sonne. Der Zwergplanet Eris schafft es auf knapp 100 Astronomische Einheiten. Die im Jahr 1977 gestarteten Voyager-Raumsonden haben in folgenden 45 Jahren gerade mal knapp 160 beziehungsweise 135 Astronomische Einheiten geschafft. Der Weg bis zum Fokus der Gravitationslinse fängt da gerade erst so richtig an.

Es gibt theoretische Überlegungen, dass man mit sehr großen Sonnensegeln ein Raumfahrzeug vielleicht schnell genug machen kann, so dass es die Strecke in gut 20 Jahren schafft. Aber so etwas haben wir noch nie probiert; und wir waren auch noch nie so weit draußen. Im All ists gefährlich, da gibt es kosmische Strahlung, da gibt es Mikrometeorite, da ist es eiskalt und da kann jede Menge schiefgehen, vor allem je länger man dort unterwegs ist. Eine kompakte kleine Raumsonde ist das eine. Ein großes Weltraumteleskop das andere. Es ist zweifelhaft, ob wir derzeit in der Lage wäre, ein Teleskop in halbwegs brauchbarer Zeit 550 Astronomische Einheiten weit zu schicken.

Aber tun wir mal so als ob. Dann stellt sich gleich noch eine Frage: Wohin denn eigentlich genau. "550 Astronomische Einheiten von der Sonne entfernt" ist ja keine exakte Ortsangabe. Man kann an sehr vielen Orten 550 Astronomische Einheiten von der Sonne entfernt sein. Und zwar überall auf einer um die Sonne zentrierten Kugelschale mit einem Radius von 550 Astronomischen Einheiten! Wohin man da steuern muss hängt davon ab, was man beobachten will. Denn das was man beobachten will, muss ja vom Teleskop aus gesehen in Richtung Sonne am Himmel stehen. Man muss das Teleskop auch SEHR genau ausrichten. Hier wird die starke Vergrößerung jetzt auf einmal zum Problem. Wenn wir zum Beispiel einen extrasolaren Planeten beobachten wollen, werden wir nur einen Ausschnitt seiner Oberfläche sehen können, je nach Konfiguration nur ein paar Kilometer im Durchmesser. Das Teleskop muss also EXTREMST genau ausgerichtet sein, sonst trifft man den Planeten nicht. Wenn es auch nur um einen Winkel von einem Milliardstel Grad in die falsche Richtung schaut, sieht es nix. Und dann bewegt sich ja auch noch alles. Das Teleskop um die Sonne; der extrasolare Planet um seinen Stern; die Sonne und der andere Stern durch die Milchstraße. Nach ein paar Millisekunden ist der Planet also sowieso aus dem Bildfeld geflutscht. Man muss das Teleskop ständig und sehr schnell und sehr exakt neu ausrichten und das möglichst oft, um ein Bild der gesamten Planetenoberfläche abzurastern. Dazu kommt: Man sieht kein "echtes" Bild; das was man sieht ist durch die von der Sonne verursachte Raumkrümmung verzerrtes Licht. Der Planet erscheint uns wie in einem extremen Zerrspiegel; sein Bild kann sogar scheinbar um die Sonne herumgebogen sein. Man muss daraus irgendwie ein normales Bild zurückrechnen. Was zwar geht, aber auch nicht unbedingt einfach ist. Und dann ist da noch die Sonne: In dem Beispiel dient sie zwar als Gravitationslinse, ist aber natürlich keine echte Linse, sondern ein Stern. Die Sonne ist keine simple Kugel, sondern ein brodelnder Haufen Plasma, mit einer chaotischen Atmosphäre rundherum und das macht die Beobachtung nochmal schwieriger.

Und wenn man dann doch irgendwie ein Bild hat - dann muss man das Teleskop für die nächste Aufnahme irgendwo anders hinfliegen, weil wer weiß, wo das nächste interessante Ziel liegt. Wenn es blöd kommt, dann genau auf der anderen Seite der Kugelfläche, also 1100 Astronomische Einheiten weit weg.

Es gibt Vorschläge, wie so eine Mission aussehen kann. Die NASA hat eine Machbarkeitsstudie beauftragt die zu dem Ergebnis gekommen ist, dass man mit bestehender Technik eine Mission ausrichten kann, mit der sich Bilder von extrasolaren Planeten machen lassen, die Details von bis zu 25 Kilometer auf deren Oberfläche zeigen könnten. Aber wie gesagt: Die Theorie ist das eine, die Praxis etwas ganz anderes. Würde man so etwas real durchführen, wäre es wohl eine der kompliziertesten und teuersten Weltraummissionen aller Zeiten. Bei der bis zum Schluss nicht sicher gestellt ist, ob sie überhaupt erfolgreich ist. Es ist zweifelhaft, ob wir jemals die solare Gravitationslinse zur Beobachtung andere Himmelskörper benutzen werden. Aber wer weiß: Wenn es da draußen etwas zu sehen gibt, dann hat die Astronomie meistens so lange nicht locker gelassen, bis wir es auch gesehen haben.

Sternengeschichten Folge 477: Parkplätze im All: Lissajous- und Halo-Umlaufbahnen

In der letzten Folge der Sternengeschichten habe ich von den Lagrange-Punkten erzählt. Sehr ausführlich und das will ich deswegen nicht wiederholen. Angefangen hat alles mit der Frage, wo man Raumfahrzeuge, Satelliten oder Weltraumteleskope am besten "parken" kann, wenn sie nicht in einer Umlaufbahn um einen Planeten sind oder sein können. Dann kann man sie entweder direkt um die Sonne kreisen lassen. Oder - und das ist in vielen Fällen nötig - in die Nähe eines Lagrange-Punktes bringen. Warum das nötig ist, werden wir später in der Folge noch besprechen. Bleiben wir zuerst noch kurz bei den Lagrange-Punkten. Das sind Punkte im All, an denen sich alle auf ein Objekt wirkenden Kräfte genau aufheben. Das zumindest ist die übliche Ein-Satz-Erklärung; die ausführliche Version gab es ja schon in der letzten Folge.

Ich fasse aber trotzdem noch einmal das Resultat zusammen: Wenn wir zwei Himmelskörper betrachten, also zum Beispiel die Erde und die Sonne, dann gibt es in Bezug auf die in diesem Fall wirkenden Kräfte fünf Lagrange-Punkte, die mit L1 bis L5 bezeichnet werden. L1 bis L3 finden wir entlang einer Linie, die durch Erde und Sonne gezogen wird. L1 befindet sich dann auf dieser Linie zwischen Erde und Sonne, bei L2 liegt die Erde zwischen Sonne und L2 und bei L3 die Sonne zwischen L3 und der Erde. Oder, nochmal anders, wenn wir die Linie entlang gehen, dann lautet die Reihenfolge: L3, Sonne, L1, Erde und L2.

Und jetzt nehmen wir ein Raumfahrzeug, fliegen das in einen der Punkte, stellen dort den Motor aus und alles ist gut? Nicht ganz. Es ist ein bisschen komplizierter - aber auch nicht so kompliziert, dass man es nicht verstehen könnte. Schauen wir zuerst aber einmal, warum man ein Raumfahrzeug überhaupt in einem Lagrange-Punkt "parken" wollen würde.

Wenn man kann, dann wird man einen Satellit oder ein Teleskop immer in einer Umlaufbahn um die Erde belassen. Es dort hin zu kriegen kostet vergleichsweise wenig Treibstoff. Und es ist zumindest prinzipiell in der Nähe und erreichbar für weitere Raumfahrzeuge, die zum Beispiel Reparaturen durchführen können. So war es ja beim Hubble-Weltraumteleskop der Fall; wenn das nicht in einer Erdumlaufbahn gewesen wäre, dann hätte es nicht gewartet werden können und hätte nicht so lange so gut funktioniert (bzw. gar nicht funktioniert, weil es ja schon beim Start nicht völlig funktionstüchtig war). Aber es geht halt nicht immer alles in der Nähe der Erde. Das ist offensichtlich, wenn man zum Beispiel den Mars erforschen will oder den Jupiter. Dann muss man dorthin - aber viele Raumsonden haben auch ganz andere Ziele. Sie wollen die Sonne beobachten oder fernste Galaxien. Sie wollen das Weltraumwetter studieren oder so viele Sterne wie nur möglich kartografieren. Wieso kann man das nicht aus einer Erdumlaufbahn heraus machen?

Kann man in manchen Fällen ja auch. Aber in manchen nicht. Nehmen wir zum Beispiel das James-Webb-Weltraumteleskop. Das ist ein Infrarotteleskop und damit ganz anders als etwa das Hubble-Teleskop, das normales Licht beobachtet hat. Wenn man etwas beobachtet, dann darf es keine Störungen geben. In einer Sternwarte schaltet man das Licht in der Teleskopkuppel ja auch aus, bevor man beobachtet. Wenn man also ferne und schwache Himmelsobjekte sehen will, wäre es doof, wenn gleich daneben die helle Sonne im Blickfeld steht. Für sowas gibt es entsprechende Abschirmungen. Aber trotzdem fliegt etwa das Hubble-Weltraumteleskop alle paar Stunden durchs pralle Sonnenlicht und dann wieder durch eiskalte Dunkelheit. Das belastet das Material; außerdem ist ständig ein Teil des Himmels nicht zu sehen, weil die Erde im Weg steht oder die Sonne oder der Mond. Diese Nachteile muss man gegenüber den Vorteilen eines erdnahen Orbits abwägen; bei einem Infrarot-Teleskop kommt aber dazu, dass man hier nicht nur mit störendem Licht von der Sonne zu kämpfen hat. Auch die Erde gibt Infrarot- also Wärmestrahlung ab. Das sensible James-Webb-Teleskop wäre also in einer Erdumlaufbahn völlig falsch aufgehoben und könnte dort nicht vernünftig beobachten. Man muss es weit weg von der Erde bringen. Das kann theoretisch irgendwo in einer Umlaufbahn um die Sonne sein. Aber wenn man sich den Lagrange-Punkt L2 aussucht, hat das ein paar extra Vorteile.

Erinnern wir uns: Von L2 aus gesehen steht die Erde immer genau vor der Sonne. Das Teleskop kann also einerseits die Erde als Sonnenschild zweckentfremden, andererseits aber auch seinen eigenen Sonnenschild optimal einsetzen und immer Erde und Sonne gleichzeitig damit abdecken. Von der Erde aus betrachtet findet man L2 immer zur gleichen Zeit an der gleichen Stelle des Himmels was die Kommunikation und die Datenübertragung einfacher macht. Also parkt man das Webb-Teleskop direkt in L2? Nein - das wäre zu einfach. Erstens möchte man das gar nicht, denn wenn etwa die Erde immer die Sonne verdeckt, dann hat das auch negative Folgen für die Energieversorgung. Irgendwo müssen die Solarzellen ja Licht herkriegen. Und andererseits würde das auch gar nicht gehen. Die Lagrange-Punkte L1 bis L3 sind sogenannte instabile Gleichgewichtspunkte. L4 und L5 nicht, aber darum kümmern wir uns ein anderes Mal.

Ich habe das ja in der letzten Folge sehr genau erklärt: In diesen drei Lagrangepunkten wirken die Anziehungskräfte von Sonne und Erde genau so zusammen, dass sich ein Objekt in dieser Position genau so schnell um die Sonne herum bewegt wie die Erde, obwohl es der Sonne näher - oder ferner - ist als die Erde. Das gilt aber wirklich nur exakt für diese drei Positionen von L1 bis L3. Würde sich ein Objekt auch nur ein kleines Stückchen aus diesem Punkt entfernen, ein bisschen zur Sonne hin oder von der Sonne weg, dann wäre das Gleichgewicht gestört; eine der beiden Anziehungskräfte würde die Überhand gewinnen und das Raumfahrzeug würde sich zwangsläufig immer weiter entfernen. Es ist so wie mit einem Ball, den man am Gipfel eines Hügels platziert. Wenn er exakt an der höchsten Stelle liegt, dann bleibt er auch dort. Aber wenn er nur ein Stückchen nach unten rollt, dann wird er zwangsläufig auch den ganzen Hügel runterrollen. In der Realität könnte man ein Raumfahrzeug auch nicht exakt in einem Lagrangepunkt platzieren. Die existieren so nur in einem abstrakten mathematischen Modell. Ein Raumfahrzeug, selbst ein kleines, ist immer größer als ein Punkt; es gibt nicht nur Erde und Sonne, sondern auch andere Himmelskörper die mit ihrer Gravitationskraft Störungen ausüben, und so weiter. Das Gleichgewicht ist in der Praxis also immer gestört.

Alles was ich gerade gesagt habe gilt aber nur, wenn man sich in Richtung der Verbindungslinie zwischen Erde und Sonne bewegt. Also in der Ebene bleibt, in der sich die Umlaufbahn der Erde befindet. Wenn ich mich senkrecht dazu entferne, also ein bisschen "über" oder "unter" dem Lagrange-Punkt bin, dann zieht mich die Gravitationskraft wieder zurück.

Am Ende bleibt es aber dabei: Wenn ich mich nicht exakt und ungestört in L1, L2 oder L3 befinde - und das ist in der Praxis unmöglich - dann werde ich aus dem Lagrange-Punkt wieder rausdriften. Was aber nicht heißt, dass es keinen Sinn machen würde, diese Lagrange-Punkte anzusteuern! Aus all den vorher genannten Gründen - Abschirmung, Kommunikation, etc - sind sie gut für diverse Weltraummissionen geeignet. Man muss sich halt ein bisschen anstrengen, wenn man dort bleiben will und jetzt sind wir endlich bei den Lissajous- und Halo-Umlaufbahnen aus dem Titel angelangt.

Fangen wir mit Lissajous an. Das ist der Nachname von Jules Antoine Lissajous; ein französischer Physiker aus dem 19. Jahrhundert. Er hat festgestellt, dass zwei sich überlagernde Schwingungen sehr schöne Figuren ergeben. Das kann man sich sehr einfach so vorstellen: Wir nehmen ein großes Pendel, binden einen Eimer Farbe daran, machen ein Loch in den Eimer und lassen das Pendel schwingen. Und zwar nicht einfach nur stur in einer Linie hin und her. Wir geben dem Pendel quasi einen Drall, so dass es nicht nur vor und zurück sondern auch gleichzeitig nach links und rechts schwingt. Dann wird die Farbspur am Boden auch kein simpler Strich sein, sondern eine komplexe Figur, deren Aussehen vom Verhältnis der beiden Schwingungsfrequenzen abhängt. Probiert das gerne mal aus - aber legt vorher was unter, sonst wird es eine große Sauerei. Man diese Lissajous-Figuren und mit der richtigen Mathematik kann man aus ihrem Aussehen rekonstruieren, welche Schwingungen involviert sind. Das ist aus vielen Gründen wichtig, wir wollen ja aber wissen, was eine Lissajous-Umlaufbahn ist.

Vereinfacht gesagt: Die Umlaufbahn eines Objekts, wenn es sich um einen Lagrange-Punkt bewegt und sich dabei NICHT in der gleichen Ebene befindet wie Erde und Sonne. Bevor ich das erkläre, muss ich aber noch mal kurz sagen was es eigentlich heißt, wenn man sich "um" einen Lagrange-Punkt bewegt. Das ist ein wenig missverständlich, denn in so einem Lagrange-Punkt ist ja nichts. Das ist einfach nur ein Punkt im Weltall; da ist nichts, was irgendeine Gravitationskraft ausüben könnte. Das mit dem Umkreisen des Lagrange-Punkts bezieht sich auf ein mitrotierendes Koordinatensystem. Das klingt kompliziert, ist es aber gar nicht. Stellen wir uns zuerst einfach mal vor, wir betrachten Sonne und Erde von irgendeinem Bezugspunkt weit außerhalb des Sonnensystems. Wir sehen die Sonne und wir sehen, wie die Erde fröhlich ihre Runden um die Sonne zieht. Was wir nicht sehen, uns aber im Geist dazu denken können, ist der Lagrange-Punkt L2 (wir könnten auch L1 oder L3 nehmen, aber bleiben wir mal bei L2). Der wird sich immer circa 1,5 Millionen Kilometer von der Erde entfernt befinden und zwar immer genau gegenüber der sonnenabgewandten Seite der Erde. L2 bewegt sich also auch um die Sonne herum, genau so schnell wie die Erde. Und jetzt stellen wir uns noch das Webb-Teleskop vor, das diesen L2-Punkt umkreist. Wenn wir von unserem fernen Beobachtungspunkt schauen, sehen wir aber etwas ganz anderes. Wir sehen das Webb-Teleskop, und das bewegt sich einfach um die Sonne herum. So wie die Erde; und wir sehen nicht, wie Webb um einen leeren Punkt im All kreist. Wir sehen das Teleskop ein wenig "wackeln", es befindet sich mal ein bisschen oberhalb der Erdbahn, mal darunter, mal ist es ein bisschen schneller und mal langsamer. Aber es bewegt sich eindeutig um die Sonne herum. Wo ist da die "Umlaufbahn" um L2?

Die sehen wir erst, wenn wir uns mit der Erde mitbewegen. Oder mit L2, was aber auf gleiche rauskommt. Wir schauen uns die Sache jetzt nicht mehr von ganz fern an. Sondern von der Erde aus. Wir selbst scheinen uns also nicht zu bewegen; die Bewegung der Erde um die Sonne herum ist also jetzt aus unserer Betrachtung verschwunden. Wir sehen L2 immer 1,5 Millionen Kilometer von uns entfernt; immer an der gleichen Stelle - denn der bewegt sich ja genau so schnell um die Sonne wie wir und scheint deshalb aus unserer Sicht stillzustehen. Und das Webb-Teleskop? Seine komische wackelnde Bewegung sieht jetzt ganz anders aus. Wir sehen, wie es einen leeren Punkt im All umkreist; wir sehen, wie es sich um L2 herumbewegt! Es hat nicht exakt die gleiche Geschwindigkeit wie L2 und die Erde sondern ist mal ein bisschen schneller und mal langsamer. Und ist nicht immer in der gleichen Ebene. Aus der fernen Sicht sah das wie Gewackel aus. Aus der mitbewegten Sicht ist es mal ein Stück vor L2, mal ein Stück dahinter, mal ein Stück drüber und mal ein Stück drunter. Oder anders gesagt: Es umkreist L2.

Das ist aber wie gesagt keine "echte" Umlaufbahn. Sie hat deswegen auch nicht die klassische Form einer Ellipse oder eines Kreises. Die Bahn um L2 entsteht aus der kombinierten Anziehungskraft von Sonne und Erde. Man muss die Anteile der Anziehungskraft berücksichtigen die entlang der Verbindungslinie Sonne-Erde wirken und die, die senkrecht dazu wirken. Zusammen ergibt das eine Überlagerung von Schwingungen wie bei den Lissajous-Figuren und genau so eine komplexe Form hat auch die Umlaufbahn "um" einen Lagrange-Punkt. Weswegen sie "Lissajous-Umlaufbahn" genannt wird. Damit aber so eine Bahn auch ausreichend lange aufrecht erhalten werden kann, muss man immer wieder mal aktiv kleine Kurskorrekturen setzen. Denn die Bahnen um die Lagrange-Punkte L1 bis L3 sind ja instabil. Eine Lissajous-Umlaufbahn ist nicht geschlossen, dass heißt - wieder aus der mitbewegten Sicht, wo es so aussieht als ob ein Objekt um den Lagragrange-Punkt kreist - das Raumfahrzeug landet nach einer Runde nicht dort, wo es davor war. Es gibt aber Spezialfälle, wo die Schwingungen genau so zusammenspielen, dass die Bahn am Ende fast wie eine Ellipse aussieht. Wie gesagt, es ist keine echte elliptische Umlaufbahn um den Punkt herum; aus der fernen Sicht sehen wir das Objekt immer noch wackelnd um die Sonne kreisen. Aber wenn man diese Wackeln genau richtig timed, dann kriegt man eine annähernd periodische Umlaufbahn um einen Lagrange-Punkt und so etwas nennt man dann "Halo-Orbit".

Wir haben schon jede Menge Zeug in den Lagrange-Punkten geparkt. In L1 zum Beispiel die NASA-Sonde "Genesis", die dort zwischen 2001 und 2004 Partikel des Sonnenwinds gesammelt hat. Oder SOHO, das "Solar and Heliospheric Observatory", ein Teleskop zur Sonnenbeobachtung. In L2 haben wir jede Menge Infrarotteleskope gestellt, aus den schon genannten Gründen. Dort waren zum Beispiel das Herschel-Teleskop der ESA oder die Satelliten WMAP und Planck, die die kosmische Hintergrundstrahlung beobachten. Auch die Raumsonde GAIA hat von dort aus 1,6 Milliarden Sterne der Milchstraße vermessen. Für L3 haben wir bis jetzt noch keine Anwendung gefunden, in L4 und L5 haben wir aber dafür zum Beispiel die beiden STEREO-Sonden platziert, die gleichzeitig aber aus verschiedenen Richtungen die Sonne beobachtet haben um dreidimensionale Informationen zu sammeln.

Und das waren jetzt nur die Lagrange-Punkte im Sonne-Erde-System. Es gibt aber immer dann, wenn zwei Himmelskörper mit entsprechenden Massen einander umkreisen auch entsprechende Lagrange-Punkte. In den Lagrange-Punkten des Erde-Mond-Systems haben wir etwa ein paar Satelliten zur Erforschung des Mondes stationiert. Und wer weiß, wenn wir in Zukunft die anderen Planeten genauer erforschen, dann werden wir vielleicht auch deren Lagrange-Punkte nutzen. Freie Parkplätze kann man immer brauchen!

Sternengeschichten Folge 476: Parkplätze im All: Wo sind die Lagrange-Punkte?

Wir haben im Laufe der Zeit jede Menge Sachen ins All geschickt. Satelliten, Raumschiffe, Sonden, Weltraumteleskope, und so weiter. Das Problem an der Sache - oder besser gesagt eines der vielen, vielen Probleme die man bei der Raumfahrt hat: Im Weltall steht nichts still. Wir wollen einen Satelliten zum Beispiel ja nicht einfach nur mit einer Rakete ins All schicken. Der soll dann dort ja auch ganz konkrete Aufgaben erledigen. Da hilft es nicht, wenn er auf Nimmerwiedersehen in den Tiefen des Kosmos verschwindet. Oder gleich wieder runter auf die Erde fällt. Wir schicken Objekte ins All damit sie dort ganz bestimmte Dinge an ganz bestimmten Orten erledigen. Nur kann man eben im Weltraum nicht einfach irgendwo hin fliegen und dort dann einfach stehen bleiben. Das geht nicht. Oder besser gesagt: Es geht nicht auf die Art und Weise wie wir das vom Erdboden kennen.

Was man auf jeden Fall tun kann: Irgendwas umkreisen. Satelliten die die Erde beobachten, umkreisen die Erde. Satelliten, die den Mars erforschen sollen, umkreisen den Mars. Die Umlaufbahn um einen Himmelskörper herum ist quasi ein "stehen bleiben". Was aber, wenn man nicht an der Erforschung eines Planeten oder Mondes interessiert ist? Sondern zum Beispiel ein Weltraumteleskop hat, das überall am Himmel Beobachtungen anstellen soll? Auch das muss ja irgendwo sein und man kann es zum Beispiel einfach auch in eine Umlaufbahn um die Erde parken. Das ist praktisch, weil es dann vergleichsweise nahe ist. Man braucht nicht so viel Treibstoff, um in eine nahe Erdumlaufbahn zu gelangen. Es kann aber auch sein, dass dann die Erde gerade im Weg steht, wenn man was beobachten will. Oder dass Streulicht von der Erde die Beobachtungen stört. Viele Satelliten und Teleskope müssen daher weit weg von der Erde sein. Kein Problem, kann man sich dann ja denken. Dann soll das Ding eben einfach direkt die Sonne umkreisen; machen die ganzen Planeten ja auch.

Und das ist natürlich möglich. Man braucht zwar ein bisschen mehr Energie und Treibstoff, um ein Objekt in einer heliozentrischen Bahn, also einer Umlaufbahn um die Sonne zu platzieren. Aber wenn es einmal dort ist, braucht man nicht mehr viel tun. Dann bewegt sich das Ding um die Sonne herum und fertig. Es gibt aber ein paar Punkte im Weltall, die besonders gut für Beobachtungen geeignet sind. Das sind die sogenannten "Lagrange-Punkte", von denen ich in Folge 31 der Sternengeschichten schon ausführlich gesprochen habe. Das ist aber schon eine Zeit lang her, also fasse ich das noch einmal kurz zusammen.

Betrachten wir zwei Himmelskörper, zum Beispiel die Sonne und die Erde. Die Sonne übt eine Gravitationskraft aus und die Erde ebenso. Wir ignorieren jetzt fürs erste mal die restlichen Planeten und Monde im Sonnensystem und stellen uns vor, dass wir nur Sonne und Erde haben. Und ein drittes Objekt, eine sogenannte "Testmasse". Die ist vernachlässigbar klein im Vergleich zur Masse von Erde und Sonne. Und dient uns einfach nur dazu, um zu "testen", wie stark die gesamt wirkenden Gravitationskräfte sind. Wir stellen diese Testmasse also gedanklich einfach irgendwo im Sonnensystem ab und schauen, wie die Gravitationskräfte von Sonne und Erde auf sie wirken und welche Bewegung der Testmasse daraus entsteht.

In der Praxis macht man so eine Untersuchung natürlich mathematisch und es ist auch ein wenig komplizierter als ich das beschreibe. Aber schon im 18. Jahrhundert hat man genau solche Berechnungen angestellt und dabei fünf ganz besondere Punkte gefunden. Man könnte ja denken, dass es nur zwei prinzipielle Möglichkeiten gibt: Entweder unsere Testmasse umkreist direkt die Sonne. Oder sie umkreist die Erde (und mit der Erde gemeinsam um die Sonne). Gut, sie könnte auch mit Erde oder Sonne zusammenstoßen oder in den interstellaren Raum hinaus fliegen. Aber das ignorieren wir jetzt mal und bleiben bei den stabilen Umlaufbahnen. Und tatsächlich wird die Testmasse die Erde umkreisen, wenn wir sie ausreichend nahe an der Erde platzieren. Ist sie zu weit weg, dann ist die Anziehungskraft der Sonne zu stark und sie wird sich auf einer heliozentrischen Umlaufbahn wiederfinden. Aber theoretisch muss es irgendwo dazwischen ja einen Punkt geben, an dem die Sonne mit ihrer Gravitationskraft genau so stark an der Testmasse zieht wie die Erde? Was würde dort passieren?

Bei der Antwort auf diese Frage landen wir exakt bei den Lagrange-Punkten, die nach dem Mathematiker Joseph Louis Lagrange benannt sind, der dieses Problem im 18. Jahrhundert untersucht hat. Es ist ein bisschen knifflig; denn wenn man sich die Sache überlegt, dann merkt man, dass es nicht einen solchen Punkt gibt, sondern gleich fünf davon.

Stellen wir uns vor, wir befinden uns mit unserer Testmasse irgendwo auf der Verbindungslinie zwischen Erde und Sonne, zwischen den beiden Himmelskörpern. Je näher an der Sonne, desto stärker ist deren Anziehungskraft und desto schneller umkreist die Testmasse die Sonne auch. Die Erde zieht aber eben auch immer ein bisschen und aus Sicht der Testmasse wirkt das so, als wäre die Anziehungskraft der Sonne ein klein wenig schwächer als sie es tatsächlich ist. Normalerweise wäre ein Objekt das sich innerhalb der Erdbahn bewegt immer schneller als die Erde. Aber wegen der Anziehungskraft der Erde gibt es einen Punkt, an dem sich die Testmesse innerhalb der Erdbahn befindet und trotzdem genau so schnell wie die Erde um die Sonne läuft. Das ist ein Lagrange-Punkt und zwar der Lagrange-Punkt mit der Bezeichnung L1. Und die Bezeichnung "Punkt" kann ein wenig irreführend sein. Denn wie gesagt: Im All bewegt sich alles. Die Erde bewegt sich um die Sonne; man kann sich die Verbindungslinie zwischen Erde und Sonne wie den Zeiger einer Uhr vorstellen der eine Runde pro Jahr absolviert. Und da der Punkt L1 immer exakt auf diesem Zeiger, auf der Verbindungslinie liegen muss, bewegt sich auch der Punkt um die Sonne herum. Gemeinsam mit der Erde und genau so schnell wie sie. Der Lagrange-Punkt L1 ist also ständig in Bewegung, genau so wie der Rest im Weltall.

Warum es einen Gleichgewichtspunkt zwischen Erde und Sonne geben muss, ist vergleichsweise klar. Aber wenn wir nun die Verbindungslinie über die Erdbahn hinaus verlängern, finden wir noch zwei weitere Gleichgewichtspunkte. Wenn sich die Testmasse außerhalb der Erdumlaufbahn befindet, dann sollte sie sich eigentlich immer langsamer um die Sonne bewegen als die Erde. Da ist die Anziehungskraft der Sonne auf die Testmasse ja schwächer als die Anziehungskraft der Sonne auf die Erde. Aber nicht vergessen: Wir betrachten ja die Positionen entlang der Verbindungslinie Erde-Sonne. Das heißt dort ziehen Sonne und Erde gleichzeitig in die gleiche Richtung. Aus Sicht der Testmasse ist die Anziehungskraft also immer ein klein wenig stärker als sie eigentlich sein sollte und deswegen gibt es auch hier einen Punkt, an dem sie sich nicht langsamer, sondern genau so schnell wie die Erde um die Sonne bewegt. Das ist der Lagrange-Punkt L2 und den dritten Punkt finden wir, wenn wir in die andere Richtung schauen. Wir setzen die Testmasse jetzt nicht hinter die Erde, sondern gegenüber der Erde auf die andere Seite der Sonne. Ohne Bilder ist das ein wenig schwierig vorzustellen. Aber es ist eigentlich ganz simpel. Bei L1 lautet die Reihenfolge der Objekte entlang der Linie: Sonne - L1 - Erde. Bei L2 ist es: Sonne - Erde - L2. Und jetzt schauen wir uns an, wie es bei der Reihung: L3 - Sonne - Erde ausschaut. Hier passiert das gleiche wie bei L2. Sonne und Erde ziehen die Testmasse in die gleiche Richtung, weswegen wie sie ein wenig schneller unterwegs ist als normal und deswegen gibt es auch hier - eben in L3 - einen Punkt, an dem sich die Testmasse genau so schnell bewegt wie die Erde.

Bis jetzt haben wir uns nur entlang der Verbindungslinie zwischen Sonne und Erde bewegt. Es gibt aber noch zwei weitere Punkte, an denen die Testmasse ein Gleichgewicht der Kräfte spürt. Wir schieben unsere Testmasse jetzt direkt die Erdumlaufbahn entlang. Wer eine gute Vorstellungskraft hat, kann jetzt ein Dreieck vor dem inneren Auge entstehen lassen. Dessen Eckpunkte sind die Sonne, die Erde und die Testmasse. Wenn die Testmasse noch ganz in der Nähe der Erde ist, dann ist Dreick lang und flach. Der Abstand der Erde zur Sonne ist zwar immer genau so groß wie der Abstand der Testmasse zur Sonne. Die Distanz zwischen Erde und Testmasse ist aber viel kleiner. Wir haben also ein gleichschenkeliges Dreieck mit zwei langen und gleich langen Seiten und einer sehr kurzen. Je weiter wir die Testmasse aber entlang der Erdumlaufbahn schieben, desto länger wird diese dritte Seite. Bis wir irgendwann ein gleichseitiges Dreieck erhalten! Jetzt ist der Abstand zwischen Sonne und Erde genau so groß wie der zwischen Sonne und Testmasse und Erde und Testmasse. Wir können sogar zwei solcher gleichseitigen Dreiecke basteln; einmal wenn sich die Testmasse genau 60 Grad vor der Erde entlang ihrer Bahn befindet und einmal 60 Grad hinter der Erde. Das sind die beiden noch fehlenden Lagrange-Punkte L4 und L4. Und das schaut jetzt zwar schön symmetrisch aus. Aber wieso sollen L4 und L5 auch Gleichgewichtspunkte sein? Wenn der Abstand zwischen Erde und Testmasse und Sonne und Testmasse genau gleich groß ist, dann folgt daraus ja nicht, dass Sonne und Erde auch genau gleich stark an der Testmasse ziehen? Die Sonne hat viel mehr Masse und bei gleichem Abstand muss ihre Anziehungskraft auch immer sehr viel größer sein als die der Erde.

Wenn man wirklich verstehen will was hier abgeht, kommt man nicht ohne sehr viel Mathematik aus. Und muss vor allem ein weiteres Mal berücksichtigen, dass man es mit einer dynamischen Situation zu tun hat; sich also alles bewegt. Ich probiere es mal mit einer sehr vereinfachten Erklärung, die ohne Mathematik auskommt. Im Prinzip geht es ja darum, wie viel Bewegungsenergie die Testmasse braucht, damit sie sich immer genau so schnell wie die Erde um die Sonne herum bewegen kann. Nur wenn das der Fall ist, dann bleibt sie auch immer vor der Erde (bzw. hinter ihr) auf ihrer Bahn in der gleichen Position. Wir wollen eine Konfiguration von Sonne, Erde und Testmasse, in der die relative Position der drei Objekte immer exakt gleich bleibt. Alles dreht sich zwar um die Sonne, aber wenn wir uns selbst mit der Erde (oder der Testmasse) mitbewegen, dann würde es so aussehen, als würde sich gar nix bewegen. Von der Erde aus gesehen wäre die Testmasse in L4 immer genau gleich weit voraus und die in L5 gleich weit hintennach. Es sähe so aus, als würde sie sich gar nicht bewegen.

Und jetzt verlassen wir kurz den Weltraum und begeben uns auf die Erde. Die Erde dreht sich um ihre Achse, einmal in 24 Stunden. Wenn ich direkt am Äqutor stehe, dann dreht mich die Erdrotation also in 24 Stunden einmal herum. Und ich lege dabei eine Strecke zurück, die der Länge des Äquators entspricht, was circa 40.000 Kilometer sind. 40.000 Kilometer in 24 Stunden sind 1700 Kilometer pro Stunde und das ist die Geschwindigkeit mit der ich mich dank der Erdrotation bewege, auch wenn ich die ganze Zeit nur faul im Liegestuhl sitze. Wenn ich mich aber zum Beispiel in Berlin befinde, bin ich langsamer. Auch hier trägt mich die Erdrotation einmal in 24 Stunden im Kreis herum. Nur ist dieser Kreis jetzt viel kleiner. Wenn ich die Erde genau am Äquator in zwei Hälften schneiden würde, dann ist die Schnittfläche ein Kreis mit einem Umfang von den vorhin erwähnten 40.000 Kilometern. Wenn ich die Erde aber auf der Höhe von Berlin kappe, so wie morgens das Frühstücksei, dann kriege ich eine Schnittfläche die nur noch einen Umfang von 24.700 Kilometer hat. Meine Geschwindigkeit beträgt hier also 24.700 km pro 24 Stunden oder knapp 1000 km/h. Und noch weiter im Norden würde ich mich noch langsamer mit der Erde bewegen.

Keine Sorge, das hat alles mit den Lagrange-Punkten zu tun; da kommen wir gleich wieder drauf. Zuerst aber noch einmal kurz zum Wetter. Luftmassen bewegen sich ja einerseits mit der Erdrotation, genau so wie alles andere auf unserem Planeten. Andererseits können die Luftmassen aber um den Planeten herumströmen und sie tun das aufgrund von Unterschieden im Luftdruck. Stellen wir uns jetzt also mal Luft vor, die vom Äquator in Richtung Norden strömt. Am Äquator war sie mit den 1700 km/h unterwegs die sie dank der Erdrotation hat. Wenn sie jetzt aber nach Norden kommt, dann bewegt sie sich schneller nach Osten (die Erde dreht sich nach Osten) als das Land unter ihr, dass sich im Norden ja langsamer dreht. Vom Erdboden betrachtet sieht das so aus, als würde die aus Süden kommende strömende Luft nach Osten abgelenkt. In die andere Richtung geht das natürlich auch: Luft die von Richtung Norden kommt, wird nach Westen abgelenkt. Wenn nun Luft aus allen Richtungen auf ein Tiefdruckgebiet zuströmt, dann bildet sich ein Luftwirbel, der sich gegen den Uhrzeigersinn dreht (und auf der Südhalbkugel ist das alles umgekehrt). So entstehen die großen Wettermuster, so entstehen Hurrikane und so weiter. Die Kraft, die die Luft zum Wirbeln bringt, heißt "Corioliskraft" und sie ist nur eine Scheinkraft. Soll heißen: Da ist nicht wirklich irgendwas, was von außen an der Luft drückt und eine reale Kraft ausübt. Die Corioliskraft gibt es, weil Objekte - wie eben Luft - träge sind und weil wir uns in einem rotierenden Bezugssystem befinden. Wir drehen uns mit der Erde mit und nehmen die Rotation nicht direkt wahr. Wir sehen aber, wie sich die Rotation auf die trägen Luftmassen auswirkt und es sieht für uns so aus wie eine Kraft, die dort wirkt.

Und damit sind wir wieder zurück im Weltall und bei den Lagrange-Punkten. Auch hier haben wir es mit einem rotierenden Bezugssystem zu tun. Wir betrachten die Dinge ja aus einer Position, in der wir uns mit der Erde um die Sonne bewegen (oder mit der Testmasse, das ist egal). Und auch hier spielt die Corioliskraft eine Rolle. In einem gewissen Abstand von der Sonne spürt man eine gewissen Anziehungskraft und die sorgt für eine gewisse Geschwindigkeit, genau so, dass das man am Ende die Sonne umkreist. Weiter weg von der Sonne ist diese Geschwindigkeit geringer als näher dran; genau das ist übrigens das, was das dritte Keplersche Gesetz besagt. So wie die Luftmassen auf der Erde unterschiedlich schnell sind, je nachdem ob sie nah oder weit weg vom Äquator sind, ist das auch bei der Bewegung von Objekten um die Sonne. Ich könnte jetzt sagen: Und so wie die Luftmassen dank der Corioliskraft um das Tiefdruckgebiet wirbeln, bewegen sich Objekte dank der Corioliskraft um die Lagrange-Punkte L4 und L5 herum. Aber dann hätte ich die Analogie zu weit geführt; so simpel ist es nicht, leider. Aber wenn man sich vorstellt, dass ein Objekt ein klein wenig aus L4 oder L5 herausgeschubst wird, näher an die Sonne heran oder weiter von ihr weg, dann ist klar, dass es dann - vorerst - zu schnell oder zu langsam ist für den Abstand den es zur Sonne hat. Das wird dazu führen, dass es sich näher an die Sonne bewegt oder weiter weg, quasi als Korrektur. Dann wird es aber nicht mehr exakt in L4 oder L5 landen sondern wieder ein bisschen zu nah oder zu fern sein; diesmal eben andersherum. Was wieder zu einer Korrektur führt, und so weiter. Am Ende kriegt man eine Bewegung UM den Lagrange-Punkt herum.

Man kann die ganzen Kräfte - die Gravitationskräfte von Sonne und Erde nehmen, die Corioliskraft und die Zentrifugalkräfte muss man eigentlich auch noch mitnehmen - und dann jede Menge Mathematik draufwerfen. Und am Ende wird man sehen, dass die Gleichgewichtspunkte sich eben genau dort befinden, wo Sonne, Erde und Testmasse ein gleichseitiges Dreieck bilden. Noch genauer kann man es ohne Formeln vermutlich nicht erklären. Es gibt noch diverse Einschränkungen; eine der beiden Massen muss zum Beispiel immer sehr viel größer sein als die andere, sonst können L4 und L5 keine stabilen Gleichgewichtspunkte sein, und so weiter. Aber wir sind eh schon zu tief in die mathematischen Details eingetaucht für eine Podcastfolge.

Jetzt wissen wir also genau, wo die Lagrange-Punkte sind und auch so ungefähr, warum sie dort sind, wo sie sind. Jetzt müssen wir noch wissen, wie man dort ein Raumfahrzeug parkt. Aber das schauen wir uns dann in der nächsten Folge an.

Sternengeschichten 2022: 500 Folgen und 10 Jahre

Herzlich Willkommen im Jahr 2022. Ich bin zwar auf keinste Weise offiziell befugt, für das Jahr 2022 zu sprechen; wünsche aber trotzdem allen Hörerinnen und Hörern der Sternengeschichten, dass dieses Jahr besser wird als das letzt oder zumindest nicht schlechter. Bevor es demnächst wieder mit den üblichen Folgen weiter geht, wollte ich mich noch kurz einmal außertourlich bei euch melden. Denn das Jahr 2022 ist ein ganz besonderes Jahr für die Sternengeschichten.

Am 24. Juni 2022 wird Folge Nummer 500 der Sternengeschichten erscheinen. Und am 30. November 2022 wird der Podcast seinen 10. Geburtstag feiern. 10 Jahre ist jetzt keine besonders lange Zeit. Wäre mein Podcast ein Mensch, dann wäre er gerade mal aus der Grundschule draußen. Aber im Internet und für einen Podcast ist das schon nicht Nichts. Als ich angefangen habe zu podcasten, hatten noch längst nicht alle ein Smartphone. Spotify kannte kaum wer und Instagram war ganz neu. Podcasts waren ein extremes Nischenmedium. Heute ist das anders, jedes große Medium betreibt jede Menge Podcasts, es gibt Podcasts zu allen möglichen Themen von allen möglichen Leuten und auch wenn sie noch kein Massenmedium sind, sind Podcasts definitiv aus der Nische raus.

Dass es die Sternengeschichten die ganze Zeit über gab und das sie heute erfolgreicher sind als jemals, finde ich großartig. Ich mache das alles ja, weil ich möchte, dass möglichst viele Menschen meine Faszination für die Astronomie teilen. Und dass das offensichtlich der Fall ist, finde ich super.

Das 10jährige Jubiläum und die 500te Folge möchte ich auch entsprechend feiern. Ich habe schon ein paar Ideen, aber habe noch nicht konkret geplant, wie und wo und was und wann stattfinden wird. Aber vielleicht habt ihr ja ein paar gute Vorschläge? Wie würdet ihr gerne die Jubiläen des Podcasts feiern? Welche Aktionen wünscht ihr euch? Schreibt mir eine Email an [email protected] oder schreibt eure Vorschläge in die Kommentare. Ich würde ja gerne das eine oder andere Treffen veranstalten; vielleicht mit irgendeiner Art der öffentlichen Vorführung der Sternengeschichten. Aber das muss ja auch alles erst organisiert werden; es muss stattfinden können - wer weiß was die Pandemie noch alles bringt - und dann muss ja auch noch Publikum da sein. Oder vielleicht können auch ein paar gemeinsame Sachen mit anderen Podcasts veranstaltet werden. Mal schauen.

Bis dahin freue ich mich einfach weiterhin, dass die Sternengeschichten so viele tolle Hörerinnen und Hörer gefunden haben. Die Podcasts - mittlerweile mache ich ja nicht nur die Sternengeschichten, sondern auch den längeren Astronomie-Podcast "Das Universum" gemeinsam mit meiner Kollegin Ruth und den Podcast "Das Klima", gemeinsam mit Claudia zur Klimakrise - die Podcast jedenfalls machen mittlerweile einen großen Teil meiner Arbeit aus und ich bin froh, dass das alles so gut funktioniert.

Es klingt ja fast schon ein wenig kitschig, aber es stimmt: Ohne euch wäre das alles nicht möglich gewesen. Ok, natürlich hätte ich auch einfach 10 Jahre lang jede Woche ne Geschichte ins Mikro sprechen und ins Internet stellen können. Aber wenn es dort dann niemanden interessiert, hätte ich vermutlich irgendwann die Lust verloren. Ihr habt aber nicht nur zugehört, sondern mich auch aktiv unterstützt. Durch spannende Kommentare, interessante Fragen, durch gutes Feedback und Bewertungen bei den diversen Podcastplattformen und natürlich auch durch eure Spenden. All das könnt ihr gerne weiterhin machen - Infos zu den Spendenmöglichkeiten bei Paypal, Patreon und Steady findet ihr in den Shownotes. Am wichtigsten ist für mich aber, dass ihr die Sternengeschichten weiterhin so gerne hört wie bisher. Denn genau darum geht es ja: Das Universum ist wahnsinnig faszinierend und voller Geschichten, die nicht nur erzählt werden müssen, sondern auch gehört werden wollen!

Wer den Podcast finanziell unterstützen möchte, kann das hier tun: Mit PayPal: https://www.paypal.me/florianfreistetter, Patreon: https://www.patreon.com/sternengeschichten oder Steady: https://steadyhq.com/sternengeschichten

Sternengeschichten Folge 475: Aldebaran, das Auge des Stiers

In klaren Winternächten kann man in Mitteleuropa das Sternbild Stier sehr gut am Himmel sehen. Man erkennt dort die beiden Sternhaufen der Hyaden und Plejaden. Die Hyaden bilden mit ein wenig Fantasie den spitzen Kopf eines Stiers, von dem sich zwei große Hörner in den Himmel strecken. Und dort wo man das Auge des Tiers erwarten würde, leuchtet hell ein roter Stern. Das ist Aldebaran.

Der Name kommt aus dem arabischen und bedeutet so viel wie "der Nachfolgende". Denn beobachtet man die scheinbare Bewegung des Sterns im Laufe einer Nacht, dann sieht man ihn immer hinter dem markanten Sternhaufen der Plejaden nachlaufen. Wer möchte, kann Aldebaran als auch Wächter vor dem "Goldenen Tor der Ekliptik" sehen. Diese poetische Bezeichnung beschreibt ein interessantes Phänomen. Die Ekliptik, also die auf den Himmel projizerte Umlaufbahn der Erde um die Sonne, läuft genau in der Mitte durch den Raum, der zwischen den Hyaden und den Plejaden liegt. Das ist durchaus relevant, denn die Eklitpik ist ja nichts anderes als die Ebene, in der sich die Erde um die Sonne bewegt. Auch die restlichen Planeten des Sonnensystems bewegen sich alle annähernd in dieser Ebene; ebenso der Mond und - zumindest scheinbar von der Erde aus gesehen - auch die Sonne. Wenn wir den Mond und die Planeten am Himmel beobachten, dann befinden sie sich also nie weit entfernt von der Ekliptik. Und tatsächlich sieht man sie dann auch immer wieder durch dieses von den beiden Sternhaufen gebildete Tor wandern.

Der Mond kann dabei sogar Aldebaran bedecken. So ein Ereignis wurde zum Beispiel am 11. März des Jahres 509 von Gelehrten in Athen beobachtet. Mehr als 1000 Jahre später, im 18. Jahrhundert, untersuchte der englische Astronom Edmond Halley diese alten Beobachtungsdaten und kam zu dem Schluss, dass sich die Position von Aldebaran seit damals verändert haben muss. Wäre der helle Stern auch damals schon dort am Himmel gestanden wo Halley ihn zu seiner Zeit sehen konnte, dann hätte der Mond ihn nicht am 11. März 509 bedecken können. Ähnliche Beobachtungen bei anderen Sternen führten ihn zu der Erkenntnis, dass die Sterne tatsächlich nicht fix am Himmel stehen. Sie verändern ihre Position, was auch früher schon vermutet wurde, aber erst jetzt auch wirklich bestätigt werden konnte.

Es ist kein Wunder, dass der Aldebaran immer schon die Aufmerksamkeit der Menschen genossen hat. Mit seinem hellen, rötlichen Licht ist er kaum zu übersehen und seine Nähe zu den markanten Sternhaufen der Hyaden und Plejaden lenkt den Blick zusätzlich dorthin. Von allen Sternen des Nachthimmels ist er der 14. hellste. Er befindet sich circa 65 Lichtjahre von der Sonne entfernt und ist 45 mal größer als unser Stern. Er leuchtet gut 500 mal heller als die Sonne und das trotz seiner geringeren Oberflächentemperatur von nur 3600 Grad Celsius. Aldebaran ist ein roter Riesenstern, der sich schon dem Ende seines Lebens nähert.

Im Jahr 1993 haben Beobachtungen von Aldebaran vermuten lassen, dass er von einem Planeten umkreist wird. Er wackelte auf eine ganz charakteristische Art hin und her; genau so wie er es tun würde, wenn die Gravitationskraft eines Planeten ein wenig an ihm zerrt. Man konnte aber nicht zweifelsfrei feststellen, ob das auch wirklich so ist, denn Aldebaran ist ein leicht veränderlicher Stern; ändert also immer wieder ein wenig seine Helligkeit und so ein Effekt kann bei der Beobachtung leicht ein Wackeln vortäuschen.

2015 hatte man schon bessere Daten und war sich nun sicher: Ein Planet der fast 6 mal so viel Masse hat wie Jupiter umkreist den Riesenstern in vergleichsweise nahen Abstand; ungefähr so weit entfernt wie der Mars von der Sonne. Damit würde sich der Planet in der sogenannten habitablen Zone von Aldebaran befinden; also dem Bereich, wo die Strahlung des Sterns gerade passend ist, dass flüssiges Wasser auf der Oberfläche eines Planeten existieren kann. Kann, aber nicht muss und auf dem Planeten von Aldebaran mit Sicherheit auch nicht existiert. Er hat keine feste Oberfläche; es handelt sich um einen riesigen Gasplanet, wie Jupiter - nur sehr viel größer. Aber rein theoretisch könnte der Planet von großen Monden umkreist werden - so wie das ja auch bei den Gasplaneten des Sonnensystems der Fall ist. Auf denen könnten dann tatsächlich lebensfreundliche Bedingungen existieren.

"Aldebaraner" haben wir bis jetzt aber noch nicht getroffen; auch wenn das immer wieder mal Menschen behauptet haben. Die hatten aber keine Ahnung von Astronomie; das waren Verschwörungstheoretiker wie zum Beispiel Jan Udo Holey oder Axel Stoll. Ihren eher wirren Thesen nach sollen Aliens vom Aldebaran schon vor vielen hunderttausend Jahren auf die Erde gekommen sein. Aus der Vermischung der frühen Menschen und den Aldebaranern sollen dann wir moderne Menschen entstanden sein. Später sollen die Aldebaraner dann wieder gekommen sein und da wird der ganze Unsinn dann ein bisschen bedenklich (bzw. bedenklicher als er sowieso schon ist). Denn die Aliens wollten - aus welchen Gründen auch immer - ihre Geheimnisse und Techniken mit den Menschen teilen. Aber nicht mit allen, nur mit den "Besten". Und dafür haben sie sich gerade die Deutschen ausgesucht. Und weil sie gerade in den 1930er und 1940er Jahren zu Besuch waren, sind die Nationalsozialisten und Adolf Hitler so an Raumfahrzeuge und Wunderwaffen gelangt. Was natürlich alles völliger Quatsch ist; in der Szene der rechtsradikalen Verschwörungstheorien und Esoterik wird aber immer noch gerne davon erzählt, dass die Deutschen besser sind als alle anderen und von den Außerirdischen auserwählt.

Wie gesagt: Mit ein wenig Ahnung von Astronomie (oder einfach nur simpler Vernunft) kann man das schnell als Unsinn erkennen. Vor allem sind wir seit 2019 auch gar nicht mehr so sicher, ob es da wirklich einen Planeten bei Aldebaran gibt. Noch neuere Daten haben gezeigt, dass die Beobachtungsdaten auch ohne Planeten erklärt werden können.

Irgendwann werden wir es genau wissen; aber mit ziemlicher Sicherheit nicht, in dem wir dort hin fliegen und nachschauen. 65 Lichtjahre ist ziemlich weit weg; das dauert ne Zeit, bis wir dort wären. Die Raumsonde Pioneer 10, die im Jahr 1973 ins All gestartet wurde um Jupiter zu erforschen, ist auf einer Flugbahn, die sie aus dem Sonnensystem hinaus führen wird. Seit 2003 gibt es zwar keinen Kontakt mehr zur Raumsonde; weiterfliegen wird sie aber trotzdem. In die Richtung von Aldebaran, wo sie aber erst in gut zwei Millionen Jahre ankommen wird. Beziehungsweise nicht "ankommen" - sie wird in sehr, sehr großer Entfernung an Aldebaran vorbeifliegen. Durch die Bewegung von Aldebaran kann man nicht genau vorhersagen, wann das sein und wie groß der Abstand der Sonde zum Stern dann sein wird. Aber es wird mehr als ein Lichtjahr sein und das ist dann doch ein eher flüchtiger Besuch…

Das Sternbild Stier mit seinem hell und rot leuchtenden Auge gehört zu den ältesten Bildern am Nachthimmel. Schon vor fast 5000 Jahren haben die Menschen in den ersten Hochkulturen in Mesopotamien dort einen Stier gesehen. Aldebaran wird auch weiter die Fantasie der Menschen beschäftigen. Und natürlich den Forschungsdrang der Astronomie. Wir werden uns neue Geschichten über den Stern erzählen, die hoffentlich vernünftiger und schöner sind als die Verschwörungstheorien der Rechtsradikalen. Und wir werden ihn weiter beobachten und mehr über diesen roten Riesen mit seinen existierenden oder nicht existierenden Planeten herausfinden.

Sternengeschichten Folge 474: Weihnachten und die Wintersonnenwende

Weihnachten ist ein religiöses Fest der Christen. Weihnachten ist mittlerweile auch ein Fest, das ganz ohne Religion begannen werden kann und wird; einfach als großes Familienfest oder auch nur als ruhiger Tag an dem man sich ein wenig erholen kann. Aber egal ob Religion oder nicht - mit Astronomie scheint Weihnachten auf den ersten Blick nichts zu tun zu haben.

Hat es aber natürlich. So gut wie jedes große Fest das wir Menschen begehen, hat auf die eine oder andere Art mit Astronomie zu tun. Wenn man ein wenig darüber nachdenkt, dann ist das auch kein Wunder. Der Himmel war immer schon der ultimative Taktgeber für unsere Kultur. Die natürlichen Rhythmen von Tag und Nacht, der Mondphasen oder der Jahreszeiten lassen sich direkt am Himmel beobachten. Und selbstverständlich haben sich um diese Rhythmen herum alle möglichen Bräuche, Feste und Traditionen entwickelt.

Der Lauf der Jahreszeiten hat die Welt früher noch viel mehr dominiert als heute, wo zumindest in den industrialisierten Ländern nur noch wenige Menschen in der Landwirtschaft tätig sind. Aber für eine Zivilisation in der so gut wie alle ihre Nahrung selbst anbauen müssen, ist es von fundamentaler Notwendigkeit, die Jahreszeiten im Blick zu haben. Im Frühling muss man ausäen und sich darum kümmern, dass alles zu wachsen beginnt. Im Herbst muss geerntet werden, damit genug zu essen da ist, wenn der kalte und dunkle Winter kommt, in dem nichts angebaut werden kann.

Dass nach dem Winter irgendwann wieder der nächste Frühling und der nächste Sommer kommt: Das haben die Menschen natürlich immer schon gewusst. Aber sie haben nicht gewusst, was die Ursache für den regelmäßigen Lauf der Jahreszeiten ist. Und da ist es nicht verwunderlich, wenn man diese Vorgänge genau verfolgt und mit entsprechenden Ritualen ausstattet. Stellen wir uns einfach mal vor, wie es so gewesen sein könnte, vor ein paar tausend Jahren… Der Winter ist da, draußen ist es kalt. Die Sonne geht spät auf, sie geht früh wieder unter. Es ist dunkel und je länger der Winter fortschreitet, desto länger dauert die Nacht. Und die Nacht war damals natürlich auch noch eine echte Nacht. Keine hell erleuchteten Städte und Straßen, keine Lichter in den Häusern. Wenn, dann hatte man ein offenes Feuer, das ein bisschen Licht und Wärme in der langen Nacht gespendet hat.

Selbstverständlich hat man damals sehr genau zum Himmel geschaut. Und darauf gewartet, dass die Tage endlich wieder länger werden. Denn wer weiß; vielleicht hört der Winter ja irgendwann doch nicht mehr auf? Aber wenn dann die Nacht wieder kürzer wird; wenn die Sonne Tag für Tag ein kleines bisschen früher aufgeht und ein kleines bisschen länger am Himmel steht: Dann kann man sich sicher sein, dass der Frühling kommen wird.

Der Zeitpunkt an dem das passiert; an dem also die Nacht nicht mehr länger wird, wird "Wintersonnenwende" genannt und war genau deswegen immer schon von großer Bedeutung für die Menschen. Was dabei aus astronomischer Sicht abläuft, habe ich in Folge 135 schon ein bisschen genauer erklärt, als ich über das Gegenstück im Sommer gesprochen habe: Die Sommersonnenwende. Ich werde nicht alles wiederholen; sage aber noch einmal dazu, dass ich auch hier wieder die Situation auf der Nordhalbkugel bespreche; auf der südlichen Hälfte der Erde läuft die Sache umgekehrt, da dort ja Sommer ist, wenn wir hier Winter haben.

Gehen wir gedanklich noch einmal zurück in die Zeit vor ein paar tausend Jahren. Damals wusste man noch nichts über den Aufbau des Sonnensystems, kannte das Gravitationsgesetz noch nicht und hatte keine Ahnung, dass die Sonne ein Stern ist, der von der Erde, einem Planeten, umkreist wird. Aber man konnte die Sonne am Himmel sehen. Und die Menschen waren damals auch nicht dümmer als heute; sie waren durchaus in der Lage, die Himmelskörper und ihre Bewegung zu registrieren und sich ihre Gedanken dazu zu machen. Von der Erde aus sehen wir die Sonne immer in Richtung Osten aufgehen und abends immer in Richtung Westen hinter dem Horizont verschwinden. Wenn man lange genug beobachtet, dann wird man feststellen, dass die Sonne nicht immer am gleichen Punkt erscheint und verschwindet. Im Sommer zum Beispiel geht die Sonne deutlich östlicher auf als im Winter und sie geht weiter westlicher unter. Was bedeutet, dass sie im Sommer auch einen längeren Weg über den Himmel zurücklegt und es länger hell ist. Was man ebenfalls feststellen kann: Im Sommer steigt die Sonne bei ihrem Weg über den Himmel sehr viel höher am Himmel hinauf als im Winter. Wenn man an jedem Tag des Jahres beobachtet, wie weit die Sonne steigt, bis sie zu Mittag ihren höchsten Punkt am Himmel erreicht, dann wird man sehr schnell ein Muster erkennen.

Im Laufe des Frühlings wandert dieser höchste Punkt immer höher hinauf, bis im Sommer ein Höchstwert erreicht ist. Dann scheint die Sonne dort kurz zu verharren; sie steigt nicht weiter und beginnt in den folgenden Tagen zu sinken. Sie kommt nicht mehr so weit nach oben wie zuvor und Tag für Tag wird sie Mittags ein wenig tiefer am Himmel stehen. Das geht bis in den Winter hinein so weiter, die Tage werden kürzer und kälter. Bis sie das zweite Mal stillzustehen scheint und dann wieder langsam damit beginnt, höher am Himmel zu stehen. Diese beiden Punkte im Jahr nennt man die "Sonnenwenden" oder auf lateinische die "Solstitien", was nichts anderes bedeutet als "Stillstand der Sonne".

Diese Beobachtungen kann man auch ohne großes technisches Gerät anstellen; man braucht nur einen fixen Beobachtungsort und ein gutes Gedächtnis. Oder stellt zum Beispiel einen großen Pfahl auf, über den man die Sonne jeden Tag zu Mittag anvisiert und dann mit einer Kerbe den jeweiligen Höchststand markiert. Über die Sonnenwenden haben die Menschen schon in der Steinzeit Bescheid gewusst, was man auch an der Konstruktion und Ausrichtung von Bauwerken wie Stonehenge oder der Kreisgrabenanlage von Goseck sehen kann.

In der modernen Astronomie markieren die Tage der Sommer- und Wintersonnenwende den Anfang von Sommer beziehungsweise Winter. Aber immer schon hat man diese Tage auch mit entsprechenden Festen und Ritualen begangen. Wenn endlich klar war, dass die dunkle und kalte Jahreszeit zwar noch nicht vorbei ist, aber bald vorbei sein wird, konnte man auch einen Teil der angelegten Vorräte auftischen und nach der Zeit der Entbehrungen ordentlich feiern. So haben sich überall große Mittwinterfeste entwickelt, bei denen man die längste Nacht des Jahres mit vielen Lichtern erhellt und es sich in Freude auf den nächsten Frühling gut gehen lässt.

Die Wintersonnenwende findet immer am 21. oder 22. Dezember statt (das kommt darauf an, ob gerade ein Schaltjahr ist oder nicht). Und das ist zwar nahe an Weihnachten - aber eben nicht ganz exakt. Weihnachten feiern wir am 24.12 - oder am 25.12, je nach Kulturkreis. Trotzdem gehört die Wintersonnenwende hier dazu. Es ist zwar historisch nicht ganz klar, welche Feste welche Völker an welchen Tagen gefeiert haben oder nicht - ob etwa das germanische "Julfest" direkt zur Wintersonnenwende begangen wurde oder irgendwann später im Winter, weiß man nicht so genau. Aber es gab andere Feste zur Wintersonnenwende, zum Beispiel die Feierlichkeiten zu Ehren des römischen Gottes "Sol Invictus", einem Sonnengott, der natürlich gerade zur Wintersonnenwende besonders verehrt wurde.

Im Christentum feiert man Weihnachten erst seit dem 4. Jahrhundert. Eine komplette historische Abhandlung über die Entstehung von Weihnachten würde den Rahmen des Podcasts sprengen - aber auch wenn die Christen an Weihnachten die Geburt von Jesus feiern ist klar, dass es hier nicht um ein historisch belegtes Ereignis geht. Niemand weiß, an welchem Tag Jesus tatsächlich geboren wurde (man kann nicht mal mit Sicherheit sagen, ob er überhaupt geboren wurde). Erst als das Christentum nach ein paar Jahrhunderten zu einer relevanten Religion herangewachsen ist, machte man sich Gedanken darüber, wie und wann man das Fest zur Geburt von Jesus begehen soll. Und hat es dann klugerweise auf den Tag der Wintersonnenwende gelegt. Wenn da sowieso schon so viele Feste anderer Religionen stattfinden, kann man die dann dadurch quasi boykottieren und die Menschen waren sowieso daran gewöhnt, dass an diesem Tag gefeiert wird; also können sie auch gleich die neue Religion feiern…

Man hat das Fest also auf den 25. Dezember gelegt und damals WAR das der Tag der Wintersonnenwende. Denn damals wurde noch der alte julianische Kalender verwendet; erst im 16. Jahrhundert gab es eine Kalenderreform mit der der Kalender eingeführt wurde, den wir auch heute benutzen. Dabei verschob sich alles um ein paar Tage, weswegen die Wintersonnenwende kalendarisch heute eben auf den 21. oder 22. Dezember fällt. Das christliche Weihnachtsfest blieb aber beim alten Datum.

Egal wie man Weihnachten feiert; mit oder ohne Religion; mit vielen Freunden oder nicht: Es ist ein Fest, dass die Menschen schon von Anfang an feiern. Wir feiern den Kreislauf der Jahreszeiten und damit auch die Bewegung der Himmelskörper. Und letztendlich feiern wir das, auf das man sich unabhängig von allen Unterschieden und Streitigkeiten immer einigen kann: Dass nach der langen Dunkelheit endlich wieder hellere Tage kommen werden.