Sternengeschichten Folge 726: ICE und der erste Besuch bei einem Kometen

Diese Geschichte beginnt am 12. August 1978 und sie hat ihren Höhepunkt sieben Jahre später, mit einer einmaligen Begegnung im Weltall, die eigentlich gar nicht stattfinden hätte sollen. Und genaugenommen geht alles noch viel früher los. Bevor es aber zu verwirrend wird, fangen wir einfach mal an.

In den 1970er Jahren haben die amerikanische Raumfahrtagentur NASA und ihr europäisches Gegenstück, die ESA, beschlossen, ein paar gemeinsame Missionen zur Erforschung der Sonne und ihrer Wechselwirkung mit der Erde zu starten. Man wollte besser verstehen, wie das Magnetfeld der Sonne funktioniert, welchen Einfluss es auf das Magnetfeld der Erde hat, wie der Sonnenwind die Planeten beeinflusst, und so weiter. Das Programm hatte den Namen ISEE - International Sun Earth Explorer - und der erste ISEE-Satellit ist im Jahr 1977 ins All geflogen, genau so wie ISEE-2. Im Jahr darauf folgte ISEE-3 und diesen Satellit schauen wir uns jetzt ein wenig genauer an.

ISEE-3 sollte das Magnetfeld der Erde und seine Wechselwirkung mit dem Sonnenwind erforschen. Dafür wurde der Satellit in eine Umlaufbahn um den Lagrangepunkt L1 gebracht. Das ist ein Punkt, der auf der Verbindungslinie zwischen Sonne und Erde liegt, circa 1,5 Millionen Kilometer von der Erde entfernt. Ich habe in Folge 477 schon genauer über diese Arten der Umlaufbahnen gesprochen, die heute in der Raumfahrt sehr beliebt und wichtig sind. Aber als ISEE-3 dort im November 1978 angekommen ist, war der Satellit der erste, der sich dort aufgehalten hat. Wir lassen Umlaufbahnen und Sonnenforschung aber jetzt beiseite, denn das ist nicht die Geschichte, um die es heute geht. ISEE-3 hat seine Mission einigermaßen erfolgreich abgeschlossen und es gab vorerst keine weiteren Pläne, etwas mit dem Satelliten anzustellen.

Das blieb auch so, bis im Jahr 1981 wieder einmal und leider bei der NASA das Budget gekürzt werden musste. Eigentlich war geplant, gemeinsam mit der ESA Satelliten zu bauen, die den Halleyschen Kometen erforschen können. Der würde im Jahr 1986 auf seiner 76jährigen Umlaufbahn um die Sonne endlich wieder an der Erde vorbeikommen. Aber der Beitrag der NASA wurde gestrichen, die Kometensonde wurde abgesagt.

Das war natürlich schade, vor allem für die Wissenschaft. Das hat sich vermutlich auch der amerikanische Physiker Frederick Scarf gedacht. Er hat sich überlegt, ob man vielleicht doch noch irgendwie zum Halleyschen Kometen kommen kann, ohne dafür eine neue Raumsonde bauen zu müssen. Zum Beispiel, in dem man einfach eine alte verwendet. ISEE-3 würde sich gut dafür eignen; sie war noch intakt, hatte passende Messinstrumente an Bord und auch noch genug Ressourcen, um auf eine passende Bahn gesteuert zu werden. Es ist ein wenig unklar, wie genau Scarf es hinbekommen hat, die alte Sonde für die Kometenforschung zu requirieren. Er hat einen Weg gefunden “die Bürokratie zu überwinden”, wie er oft zitiert wird oder aber, wie er selbst einmal gesagt hat: “Wir haben ihn geklaut”. Das war natürlich ein wenig übertrieben, aber auf jeden Fall: Im Juni 1982 hat ISEE-3 die Umgebung des Lagrangepunkts L1 verlassen und sich auf eine komplizierte Bahn gemacht, die unter anderem fünfmal am Mond vorbeigeführt hat, um ausreichend viel Schwung zu sammeln, um schließlich auf einer Bahn zu landen, die sie in die Nähe des Halleyschen Kometen bringen würde.

Jetzt hat ISEE-3 auch einen neuen Namen bekommen: ICE, also International Cometary Explorer. Und bevor die Geschichte von ICE weitergeht, gehen wir noch einmal ein Stück zurück in der Vergangenheit.

Nämlich zum 20. Dezember 1900. An diesem Tag, kurz vor Weihnachten, war der französische Astronom Michel Giacobini bei seiner Arbeit an der Sternwarte von Nizza. Und tat das, was ihm schon einige Male zuvor gelungen war: Er entdeckte einen noch unbekannten Kometen. Es war ein Komet mit einer kurzen Umlaufbahn; im Gegensatz zu den 76 Jahren von Halley brauchte dieser Komet nur knapp 7 Jahre für eine Runde um die Sonne. Trotzdem konnte Giacobini ihn 1907 nicht wieder finden, als er eigentlich das nächste Mal an der Erde vorbeikommen sollte. Man dachte schon, man hätte den Kometen verloren, aber dann entdeckte der deutsche Astronom Ernst Zinner in ihm Oktober 1913. Deswegen trägt er heute die Namen beider Astronomen: Giacobini-Zinner.

Was hat das alles mit der ICE-Sonde zu tun, die ja eigentlich auf dem Weg zu einem anderen Kometen war, nämlich Halley? Sehr viel, denn es hat sich herausgestellt, dass sie auf dem Weg zu Halley auch ganz in der Nähe von Giacobini-Zinner vorbei kommen würde. Das war ein außerordentlicher Glücksfall. Für die Begegnung mit Halley im Frühjahr 1986 war eine ganze Armada an Satelliten auf den Weg geschickt worden. Immerhin wäre es das erste Mal, dass man einen Kometen aus der Nähe sehen würde. Die ESA hatte eine Sonde auf den Weg gebracht, die Sowjetunion hat zwei Sonden gemeinsam mit Frankreich gebaut und auch Japan hat zwei Sonden Richtung Halley geschickt. Dazu kamen noch diverse andere Raumsonden, die - so wie ICE - eigentlich etwas anderes zu tun gehabt hatten, aber trotzdem einen Blick auf den Kometen werfen sollten.

Aber ein paar Monate bevor all diese Satelliten und Raumsonden bei Halley ankommen würde, würde ICE an Giacobini-Zinner vorbei fliegen. Am 11. September 1985 flog sie durch seinen Schweif hindurch und passierte den Kern des Kometen in einem Abstand von nur 7800 Kilometern. Es war der erste Besuch einer Raumsonde bei einem Kometen und das von einem Satelliten, der dafür eigentlich gar nicht vorgesehen war. Deswegen gibt es auch keine Bilder von Giacobini-Zinner, den ICE hatte keine Kamera an Bord. Aber sie konnte mit ihren Messgeräten untersuchen, wie der Sonnenwind und das solare Magnetfeld mit dem Kometenschweif wechselwirkt. Der besteht ja, zum Teil, auch aus geladenen Teilchen, die durch Magnetfelder beeinflusst werden können. Man konnte auch bestätigen, dass der Komet nicht nur aus Wassereis sondern auch komplexeren Molekülen und Staub besteht. Es waren nicht viele Daten, die man sammeln konnte, aber zumindest mehr, als ICE dann bei Halley holen konnte. Dafür war sie am Ende doch zu weit entfernt - sie passierte den Kern von Halley in ungefähr 30 Millionen Kilometer Entfernung und konnte kaum brauchbare Daten sammeln.

Aber jetzt, wo ICE wieder reaktiviert war, lies man sie auch weiter laufen. 1991 gab die NASA die Finanzierung einer neuen Forschungsmission für ICE frei: Nun sollte die Sonne genauer unter die Lupe genommen werden; man wollte die coronalen Massenauswürfe erforschen und Daten für die Vorbereitung kommenden Sonden zur Sonnenforschung sammeln. 1997 wurde ICE dann aber endgültig stillgelegt. Die Sonde war immer noch im Weltraum und im Prinzip immer noch intakt - auch wenn die Datenverbindung immer schlechter lief.

Aber irgendwie hat die Sonde die Menschen nicht los gelassen. 2014 hat man ein weiteres Mal versucht, sie zu reaktivieren. Diesmal war es ein privates Programm, finanziert über Crowdfunding, bei dem man versuchte, wieder Kontakt mit ICE aufzunehmen. Das war gar nicht so einfach, die dafür nötige Hardware auf der Erde; die ganzen passenden Antennen und Transmitter waren bei der NASA längst nicht mehr vorhanden. Aber mit viel Kreativität und Bastelei ist es am Ende tatsächlich gelungen, über das Arecibo-Radioteleskop Kontakt mit ICE aufzunehmen. Man konnte entsprechende Kommandos an den Satelliten schicken um die Steuerdüsen zu aktivieren. Der Plan war, ICE in eine Umlaufbahn zu bringen, die in der Nähe der Erde liegt. Und zuerst schien das auch zu klappen. Aber dann hörten die Düsen auf zu feuern; vermutlich weil die Ressourcen mittlerweile doch ausgegangen waren. Die Bahn konnte also nicht verändert werden, aber immerhin hatte man noch Kontakt und versuchte, mit den noch vorhandenen Messgeräten andere wissenschaftliche Daten zu sammeln. Am 16. September 2014 war dann aber endgültig Schluss. Der Kontakt mit dem Satelliten brach ab und konnte auch nicht wieder hergestellt werden.

36 Jahre nach seinem Start ins All war die Mission von ISEE-3/ICE zu Ende. Der Satellit war der erste in einer Bahn um den Lagrangepunkt L1 und er war vor allem das erste menschengemachte Objekt, das zu einem Kometen geflogen ist und ihn aus der Nähe erforscht hat. Keine schlechte Leistung für einen Satelliten, der eigentlich schon längst nicht mehr aktiv war.

Sternengeschichten Folge 725: Sterile Neutrinos und dunkle Materie

In dieser Folge der Sternengeschichten wird es wieder einmal spekulativ. Aber das muss manchmal sein, immerhin wollen wir in der Wissenschaft ja Dinge herausfinden, die wir noch nicht wissen, und dazu muss man spekulieren. Es geht wieder einmal um eine der großen offenen Fragen der Astronomie: Woraus besteht die dunkle Materie? Die Antwort darauf könnte gleichzeitig auch eine Antwort auf eine der großen offenen Fragen der Physik geben: Was ist mit den Neutrinos los? Und die Antwort um die es in beiden Fällen geht, lautet: sterile Neutrinos.

Das Thema ist naturgemäß komplex, voll mit verwirrender Quantenmechanik und Begriffen wie Chiralität oder Dirac-Masse, aber keine Sorgen, wie gehen das alles der Reihe nach durch. Fangen wir sicherheitshalber noch einmal kurz mit der Dunklen Materie an. So bezeichnet man das seit den 1930er Jahren beobachtete Phänomen, dass sich Galaxienhaufen, Galaxien und Sterne so bewegen, als wäre da im Universum mehr Masse, als wir sehen können. Dieses Phänomen ist real und eine mögliche Lösung lautet: Da ist tatsächlich mehr Masse, als wir sehen. Und es kann nicht einfach nur Masse sein, die halt - im Gegensatz zu Sternen - nicht leuchtet, also zum Beispiel Planeten oder Wolken aus Gas usw. Die hätten wir erstens auf anderem Weg entdeckt und zweitens muss es viel, viel mehr davon geben, als sich sinnvollerweise erklären lässt. Von der Masse, die wir nicht sehen können, ist circa fünfmal mehr da, als wir Sterne und so weiter im Universum haben. Deswegen lautet die Hypothese: Es gibt eine Art von Materie; ein bislang unentdecktes Teilchen, das sich überall im Universum befindet und zwar Gravitationskraft ausübt, und so die Bewegung der Himmelskörper beeinflusst, aber ansonsten unsichtbar ist. Also kein Licht aussendet, kein Licht absorbiert, und so weiter - diese Art von Materie spürt nur die Gravitationskraft, aber nicht die elektromagnetische Kraft, die für alles zuständig ist, was mit Licht zu tun hat. Das klingt ein wenig seltsam, aber wir kennen Teilchen, die sich genau so verhalten: Nämlich die Neutrinos.

Über diese faszinierenden Elementarteilchen habe ich in Folge 289 der Sternengeschichten schon ausführlich gesprochen. Sie werden überall im Universum bei allen möglichen Arten von nuklearen Reaktionen, zum Beispiel bei der Kernfusion der Sterne erzeugt. Sie sausen in gigantischen Mengen ständig durch die Gegend und dabei unter anderem durch uns durch, um die 100 Milliarden treffen pro Sekunde auf jeden Quadratzentimeter von uns. Wir merken aber nichts davon, weil die Neutrinos nicht mit der elektromagentischen Kraft wechselwirken, sie spüren also die Atome der normalen Materie nicht und die normale Materie spürt nichts von ihnen. Das macht diese Teilchen naturgemäß schwer nachweisbar und wie wir es trotzdem geschafft haben, habe ich unter anderem in Folge 289 besprochen aber auch in Folge 265. Ich komme später noch kurz darauf zurück, aber wichtig ist vorerst: Neutrinos verhalten sich im Prinzip genau so, wie es die dunkle Materie tun sollte. Das Problem: Ihre Masse ist viel zu gering. Da reicht auch die unvorstellbare Menge an Neutrinos nicht, um die dunkle Materie erklären zu können. Außerdem sind Neutrinos zu "heiß", was natürlich nichts mit der realen Temperatur zu tun hat. Sie bewegen sich extrem schnell, nahe an der Lichtgeschwindigkeit. Das passt nicht zu dem, was wir beobachten. Die dunkle Materie hat mit ihrem Gravitationseinfluss dafür gesorgt, dass sich die normale Materie im frühen Universum zu den großen Strukturen, den Galaxienhaufen und so weiter geformt hat. Das geht aber nur, wenn die Teilchen der dunklen Materie selbst nicht so heiß sind. Wenn sie alle wild und schnell kreuz und quer durch die Gegend sausen, dann können sie nicht die Grundlage für die Strukturbildung im frühen Universum sein. Wir brauchen kalte dunkle Materie, also Teilchen, die ein bisschen langsamer sind.

Neutrinos zeigen uns also, dass es prinzipiell möglich ist, dass Teilchen existieren, die sich wie dunkle Materie verhalten. Sie sind aber nicht die richtige Art von dunkler Materie, also muss es da noch was geben, was wir noch nicht entdeckt haben. Hypothesen gibt es viele; in Folge 514 oder 470 habe ich schon ein paar davon vorgestellt. Heute bleiben wir aber bei den Neutrinos. Denn die sind selbst immer noch höchst mysteriös. Ich habe vorhin gesagt, dass ihre Masse zu gering ist, als das sie ein guter Kandidat für die dunkle Materie wären. Das ist richtig, aber eigentlich dürften Neutrinos gar keine Masse haben. Oder, um etwas genauer zu sein: Das Modell mit dem wir beschreiben, wie die Elementarteilchen sich verhalten, sieht nur linkshändige Neutrinofelder vor, die nicht an das Higgsfeld koppeln können.

Der letzte Satz macht ein paar weitere Erklärungen notwendig und ich werde mich bemühen, so kurz und verständlich wie möglich zu bleiben. In der modernen Quantenphysik werden Teilchen durch Quantenfelder erklärt. Vereinfacht gesagt: Ein solches Feld ist ein "etwas" (und anschaulicher kann man es abseits der Mathematik kaum erklären), und wenn man dieses Feld ausreichend stark anregt, nehmen wir die Anregung des Feldes als Teilchen war, also zum Beispiel als Elektron oder eben als Neutrino. Diese Quantenfelder können miteinander wechselwirken und damit erklärt man - wieder sehr vereinfacht gesagt - die Kräfte, die zwischen den Teilchen wirken. Ein ganz besonderes Feld ist das Higgsfeld: Wenn zum Beispiel das Elektronenfeld mit dem Higgsfeld wechselwirkt, oder "koppelt", wie man sagt, dann sieht das Resultat für uns so aus, als hätte das Elektron eine Masse. Oder anders gesagt: Die Stärke der Kopplung mit dem Higgsfeld bestimmt, wie groß die Masse des Teilchens ist, die wir beobachten. Und jetzt müssen wir noch kurz über die Chiralität oder "Händigkeit" sprechen. Wir haben - normalerweise - eine rechte Hand und eine linke Hand. Die eine ist die Spiegelung der anderen und sie lassen sich nicht perfekt zur Deckung bringen. Das kann man noch gut verstehen, aber wenn man in der Teilchenphysik die Begriffe "linkshändig" oder "rechtshändig" verwendet, dann hat das absolut nichts mit irgendwelchen anschaulichen Eigenschaften zu tun, weswegen ich auch gar nicht versuche, irgendwelche anschaulichen Vergleiche zu verwenden. Belassen wir es bei: Die Händigkeit ist eine Eigenschaft von Quantenfeldern, die bestimmt, wie sie mit anderen Quantenfeldern wechselwirken und sie kann zwei Zustände haben, die wir als "linkshändig" und "rechtshändig" bezeichnen. Das ist zwar nicht wirklich korrekt, aber gerade noch so wenig falsch, das man damit arbeiten kann.

Das Elektronenfeld hat zum Beispiel eine links- und eine rechtshändige Komponente und das macht es möglich, dass es an das Higgsfeld koppelt. Neutrinos beschreiben wir aber nur mit einem linkshändigen Feld und das kann nicht an das Higgsfeld koppeln. Neutrinos sollten also masselos sein, wir wissen aus Experimenten aber, dass sie eine, wenn auch kleine, Masse haben. "Wo ist das Problem?" könnte man sich da jetzt denken. Dann geben wir in die Mathematik der Quantenfelder halt auch ein rechtshändiges Neutrinofeld dazu - dann koppelt das Neutrino an das Higgsfeld und seine Masse lässt sich erklären. Das kann man machen, aber so einfach ist es nicht. Denn die Masse des Neutrinos ist wirklich, wirklich klein. So klein, dass sie sich quasi nicht messen lässt; wir wissen nur, dass sie nicht gleich Null sein kann. Das bedeutet, dass das Neutrinofeld, auch wenn wir es um einen rechtshändigen Teil ergänzen, nur extrem schwach an das Higgsfeld koppeln kann. Und dann müsste man erklären, warum das so ist und das können wir derzeit nicht.

Womit wir jetzt endlich bei den Teilchen aus dem Titel sind: Den sterilen Neutrinos. Wir kennen derzeit drei unterschiedliche Neutrinos, nämlich Elektron-Neutrinos, Myon-Neutrinos und Tauon-Neutrinos. Und wir wissen, dass sie sich ineinander umwandeln können. Alle drei sind linkshändige Neutrinos - es könnte aber auch sein, dass es eine vierte Neutrinoart gibt, die rechtshändig ist. Dieses hypothetische Teilchen hat man "steriles Neutrino" genannt und das "steril" bezieht sich darauf, dass so ein rechtshändiges Neutrino dann nicht mehr in der Lage wäre, über die "schwache Wechselwirkung" zu interagieren. Über diese Fundamentalkraft im Universum habe ich schon in Folge 408 ausführlich gesprochen; sie ist enorm wichtig, unter anderem dafür, wie Neutrinos ab und zu doch noch mit normaler Materie in Wechselwirkung treten und damit nachgewiesen werden können. Teilchen, die die schwache Wechselwirkung nicht spüren, nennt man aber "steril" und das sterile Neutrino wäre damit noch viel schwerer nachweisbar als die eh schon kaum nachweisbaren normalen Neutrinos. Dafür kann ein steriles Neutrino aber an das Higgsfeld koppeln und eine Masse haben. Und, über einen Mechanismus der sich "Seesaw", also "Wippe" nennt und den ich jetzt definitiv nicht im Detail erklären will, weil das alles noch verwirrender machen würde, könnte das sterile Neutrino quasi mit den anderen Neutrinos zusammenhängen und so vereinfacht gesagt ein bisschen seiner Masse auf sie übertragen. Wenn es sterile Neutrinos gibt, hätten wir also einerseits vielleicht eine Erklärung, wie anderen Neutrinos ihre Masse kriegen. Und andererseits hätten wir ein Teilchen mit einer vergleichsweise großen Masse, das weder elektromagnetisch noch mit der schwachen Wechselwirkung interagiert und damit ein idealer Kandidat wäre, um die dunkle Materie zu erklären.

Aber mit "hätte" kommen wir nicht weiter, die Frage lautet: Gibt es die sterilen Neutrinos oder nicht? Und die Antwort darauf ist ein klares: Möglicherweise! Seit den 1990er Jahren hat man bei mehreren Experimenten versucht, sie nachzuweisen. Das ist natürlich nicht so einfach, direkt lassen sich sterile Neutrinos - wie vorhin erklärt - nicht nachweisen. Man muss - vereinfacht gesagt - Neutrinos beobachten, die bei verschiedenen Kernreaktionen entstehen. Die normalen Neutrinos können sich - wie ich auch vorhin schon gesagt habe - ineinander umwandeln. Das heißt: Wenn bei einem radioaktiven Zerfall oder einer Fusionsreaktion zum Beispiel ein Elektron-Neutrino entsteht, dann kann und wird es sich nach kurzer Zeit in ein Myon-Neutrino umwandeln. Und dass kann sich ebenfalls umwandeln, und so weiter. Die Neutrinos wechseln zwischen den verschiedenen Arten hin und her und diese Neutrino-Oszillationen folgen konkreten Regeln, die allerdings leicht unterschiedlich sind, je nachdem ob es sterile Neutrinos gibt oder nicht. In den Experimenten versucht man also möglichst genau zu messen, ob es von bestimmten Neutrinoarten mehr oder weniger gibt, als man erwarten würde. Und wenn die Messungen von den Erwartungen abweichen, könnte das ein Hinweis auf die Existenz eines sterilen Neutrinos sein. Dazu muss man natürlich sehr viele Messungen anstellen, um sich sicher sein zu können, dass man nicht einfach durch Zufall mehr oder weniger Neutrinos gemessen hat, sondern dass ein echter, systematischer Effekt ist. Und tatsächlich hat man immer wieder Mal Hinweise auf solche systematischen Abweichungen gesehen - zum Beispiel 2018 beim MiniBOONE-Experiment am Teilchenbeschleuniger des Fermilab. Die haben sich, dann aber bei weiteren Messungen nicht bestätigt. Die Daten schließen sterile Neutrinos nicht aus. Aber sie schließen sterile Neutrinos aus, die die Eigenschaften haben, von denen wir gedacht hätten, dass sie sie höchstwahrscheinlich haben. Wenn es sie gibt, dann müssen sie zum Beispiel deutlich mehr Masse haben, als gedacht. Und wenn das so ist, dann können sie immer noch gute Kandidaten für die dunkle Materie sein und immer noch erklären, wie die anderen Neutrinos an ihre Masse kommen. Aber sie sind halt dann noch schwerere nachweisbar.

Neutrinos sind höchst faszinierende Teilchen. Es ist schon beeindruckend genug, dass wir sie überhaupt entdeckt haben, so wenig wie sie mit dem Rest des Universums wechselwirken. Aber es gibt sie und es gibt keinen Grund, warum es nicht auch Teilchen geben sollte, die noch weniger Kontakt zu unserer normalen Welt haben. Irgendeine Erklärung muss es für die Masse der Neutrinos geben und ebenso für die dunkle Materie. Wenn sterile Neutrinos die Antwort auf diese Frage sind, dann werden sie uns auch irgendwann ins Netz gehen - denn was das angeht ist die Teilchenphysik ebenso hartnäckig wie die Astronomie. Wenn es etwas zu finden gibt, dann schauen wir so lange, bis wir es auch gefunden haben.

Sternengeschichten Folge 724: Gammablitze, das Neil Gehrels Swift Observatorium und ein apruptes Ende

Am 20. November 2004 ist in Cape Canaveral eine Delta-II-Rakete ins All gestartet. An Bord war ein 1470 Kilogramm schwerer und fast 6 Meter großer Satellit, der kurz danach fast perfekt auf seiner Umlaufbahn in circa 600 Kilometer Höhe abgeliefert wurde. Das Projekt der NASA trug damals noch den Namen "Swift" und seine Aufgabe war es, die größten Explosionen des Universums zu erforschen.

Gemeint sind damit die Gammablitze über die ich schon ausführlich in Folge 42 der Sternengeschichten gesprochen habe. Kurz gesagt sind das Ereignisse, bei denen in sehr kurzer Zeit enorme Mengen an elektromagnetischer Strahlung frei werden, nicht nur aber vor allem im hochenergetischen Bereich, also im Gammastrahlungsbereich. Entdeckt hat man dieses Phänomen in den 1960er Jahren mit Satelliten, die eigentlich prüfen sollten, ob irgendwer auf der Erde heimlich Atomwaffentests durchführt. Stattdessen hat man gigantische Explosionen im All gefunden, die weit entfernt, außerhalb der Milchstraße, quasi überall stattfinden. Und ich habe deswegen bis jetzt von "Ereignissen" und "Phänomenen" gesprochen, weil lange Zeit nicht so wirklich klar war, um was es sich dabei eigentlich handelt. Die Energiemengen die da frei werden, sind so enorm, dass es eigentlich keinen vernünftigen physikalischen Prozess gibt, der so etwas erzeugt. Mittlerweile weiß man natürlich ein wenig mehr. Eine Quelle von Gammablitzen sind Hypernovae. Also sowas wie eine Supernova, nur noch heftiger. Wenn ein wirklich, wirklich großer Stern, mit mehr als der hundertfachen Masse der Sonne, die Kernfusion in seinem Inneren einstellt und sein Leben beendet, dann kann er auf so gewaltige Weise kollabieren, dass wirklich viel Energie frei wird. Solche Sterne hat es vor allem im frühen Universum gegeben (es gibt sie aber auch jetzt noch) und deswegen sieht man die Gammablitze der Hypernovae vor allem weit entfernt, in Bereichen, aus denen das Licht entsprechend lange bis zu uns braucht. Es gibt aber auch Gammablitze, die man mit einer Hypernova nicht erklären kann und Swift war unter anderem dazu da, diese Frage zu klären.

Einen Gammablitz zu erforschen ist schwierig. Man kann warten, bis man irgendwo am Himmel so einen Blitz sieht. Aber dann ist es schon fast wieder zu spät, denn sie dauern nur ein paar Sekunden bis höchstens ein paar Minuten. Kaum dass man das Ding gefunden hat, ist es schon wieder vorbei und natürlich kann man probieren, an der Stelle am Himmel zu schauen, wo der Blitz stattgefunden hat, ob da noch was zu sehen ist. Aber die hochenergetische Strahlung wird durch die Atmosphäre der Erde blockiert und es ist schwer, mit den Instrumenten die wir hier haben, entsprechende Forschung anzustellen. Man kann natürlich schon auch mit den passenden Teleskopen von der Erde aus Informationen sammeln, aber dazu muss man idealerweise vorher genau wissen, wohin man schauen muss oder zumindest sehr, sehr kurz nachdem der Blitz stattgefunden hat. Genau deswegen hat man Swift ja auch ins All geschickt und genau deswegen hat man sich genau überlegt, welche Instrumente man in den Satelliten einbaut. Da ist zuerst einmal BAT, das Burst Alert Telescope. Es ist dazu da, Gammablitze zu sehen. Wenn BAT eine Beobachtung gemacht hat, wird die Position sofort zur Erde geschickt, wo passende Teleskope darauf warten und mit Höchstgeschwindigkeit in Position gebracht werden. Gleichzeitig kann Swift das XRT und das UVOT einsetzen. XRT steht für X-Ray Telescope, was einfach nur "Röntgenteleskop" heißt und genau das ist. Das UVOT ist das Ultraviolet/Optical Telescope und kann den Himmel im ultravioletten und normalen, sichtbaren Licht beobachten. Beide sind dazu da, das Nachleuchten der Gammablitze zu beobachten. Denn auch wenn der Blitz selbst nur kurz dauert, kann danach auch noch Strahlung mit weniger Energie, also eben Röntgen-, UV- und normales Licht freigesetzt werden. Zum Beispiel weil Material, dass bei der Sternexplosion weggeschleudert wird, mit dem interstellaren Gas kollidiert und dabei neue Strahlung erzeugt. Dieses Nachleuchten zu beobachten ist ein wichtiger Schritt, wenn man wissen will, was da eigentlich passiert ist.

Die Swift-Mission war vorerst für zwei Jahre finanziert; gebaut hat man den Satelliten aber für eine Lebensdauer von mindestens sieben Jahren. Und dass sich der Bau gelohnt hat, hat man quasi unmittelbar gesehen. Noch während alles getestet wurde, hat man den ersten Gammablitz gesehen und dann jede Menge mehr. Im Mai 2010, also fast sechs Jahre nach dem Start waren es schon 500. Im Oktober 2015 hat man den 1000. Gammablitz beobachtet und das zeigt nicht nur den Erfolg der Mission, sondern auch die Tatsache, dass sie weit über die zwei beziehungsweise sieben Jahre verlängert worden ist. Aber dazu kommen wir später noch - schauen wir zuerst mal, was bei diesen 1000 Gammablitzen alles dabei war. Zum Beispiel GRB050509B, am 9. Mai 2005. Und so bezeichnet man Gammablitze: Am Anfang steht "GRB" für "Gamma Ray Burst" und die Zahlen geben das Datum an, an dem man das Ereignis beobachtet hat. In diesem Fall war es der erste Gammablitz mit kurzer Dauer - nur ein zwanzigstel einer Sekunde - für den eine ausreichend genaue Position angegeben werden konnte, um auch herauszufinden, wo genau das Ding stattgefunden hat. In dem Fall in einer elliptischen Galaxie, deren Licht circa 3 Milliarden Jahre bis zu uns gebraucht hat. Kurz danach, am 4. September 2005 konnte ein Gammablitz gemessen werden, dessen Licht 12,5 Milliarden Jahre bis zu uns gebraucht hat, der damals am weitesten entfernte Gammablitz überhaupt. Swift hat weitere Rekordereignisse gefunden: Den längsten Gammablitz mit 33 Minuten Dauer, im Februar 2006. Oder am 19. März 2008 einen Gammablitz, der so absurd hell war, das man ihn theoretisch sogar kurz mit freiem Auge sehen hätte können, wenn man im richtigen Moment zum Himmel geschaut hätte. Dann hätte man Licht gesehen, dass 7,5 Milliarden Jahre zu uns unterwegs war, so weit, wie nichts anderes das wir ohne optische Hilfsmittel sehen können. Die Rekorde für den am weitesten entfernten, den längsten, den heftigsten, und so weiter Gammablitz wurden im Laufe der Zeit immer wieder gebrochen. Und die vielen Daten zeigten auch langsam, was es neben sehr großen Sternen, die explodieren, sonst noch für Mechanismen gibt, die Gammablitze erzeugen. Die sehr kurzen Ereignisse zum Beispiel stammen von Kollisionen, wenn zum Beispiel zwei Neutronensterne miteinander zusammenstoßen. Das passiert zwar nicht sehr oft, aber wenn es passiert, wird dabei so viel Energie frei, dass man die Kollision durch das halbe Universum sehen kann.

Swift hat aber nicht nur Gammablitze erforscht. Auch andere Ereignisse erzeugen hochenergetische Strahlung, zum Beispiel klassische Supernovae. Genau so eine hat Swift im Januar 2008 beobachtet, in einer 85 Millionen Lichtjahre entfernten Galaxie. Sie hatte schon eine paar Wochen vorher stattgefunden und Swift sollte ein paar zusätzliche Daten sammeln. Und während Swift das gemacht hat, gab es noch eine Supernova in dieser Galaxie. Das war ein riesiger Glücksfall, denn man konnte nun den gesamten Verlauf der Supernova verfolgen, das erste Aufleuchten und das Nachglühen. Normalerweise verpasst man die frühe Phase, in diesem Fall war man von Anfang an dabei und konnte so wertvolle Informationen sammeln. Swift hat das Auseinanderbrechen von Sternen beobachtet, die von einem schwarzen Loch zerissen werden, die Strahlungsausbrüche von roten Zwergsternen und im Jahr 2017 auch die berühmte Kilonova AT2017gfo. Am 17. August 2017 konnte man Gravitationswellen messen, die aus einer 130 Millionen Lichtjahre entfernten Galaxie stammen. Es war genau die Art von Gravitationswellen, die man erwarten würde, wenn dort zwei Neutronensterne kollidieren. In diesem Fall ließ sich das aber auch bestätigen. Denn sowohl Swift, als auch das Hubble-Weltraumteleskop und diverse andere Instrumente konnten in der Galaxie das Nachleuchten des Ereignisses beobachten. Damit war es zum ersten Mal gelungen, nicht nur eine Gravitationswelle zu messen, sondern auch das Licht zu beobachten, dass von diesem Ereignis stammt. Und man konnte nocheinmal bestätigen, dass es wirklich kollidierende Neutronensterne sind, die kurze Gammablitze auslösen.

Ich könnte noch sehr, sehr viel länger erzählen, was Swift alles beobachtet hat. Der Satellit hat wunderbar funktioniert und es ist deswegen auch nicht überraschend, dass man ihn weit über die geplante Lebensdauer hinaus betrieben hat. Im Jahr 2017 hat man ihn dann auch unbenannt: Aus "Swift" wurde das "Neil Gehrels Swift Observatory", benannt nach dem amerikanischen Astronom Neil Gehrels, der Experte für Gammaastronomie und leitender Forscher der Swift-Mission war und im Februar 2017 verstorben ist. Das nun nach ihm benannte Teleskop aber war noch aktiv, ein Ende aber leider absehbar. Swift hat keinen eigenen Antrieb und auch wenn es in 600 Kilometer Höhe ziemlich leer ist, ist dort noch ein kleines bisschen Restatmosphäre übrig. Dieser mininale Luftwiederstand, zusammen mit dem Einfluss des Sonnenwindes reicht aus, dass der Satellit langsam aber sicher sinkt. 2025 betrug die Höhe der Umlaufbahn nur noch 500 Kilometer und es hat sich abgezeichnet, dass es bald zu Ende geht. Die NASA wollte ein so wichtiges und erfolgreiches Teleskop aber nicht einfach aufgeben, vor allem weil man noch keinen wirklichen Ersatz hatte, der ebenso schnell auf Gammablitze reagieren konnte wie Swift. Im September 2025 hat man deswegen die private Weltraumfirma Katalyst beauftragt, das Teleskop wieder anzuheben. Dazu musste ein spezielles Raumfahrzeug gebaut und ins All geschickt werden und das schnell! Im Sommer 2026 musste es soweit sein, sonst hätte man vermutlich keine Chance mehr. Katalyst hat schnell gearbeitet und vielleicht sogar zu schnell. Das Raumschiff mit dem Namen LINK flog am 3. Juli 2026 ins All und am 25. Juli fiel seine Höhenkontrolle aus. Zwei der drei Schwungräder, die die Fluglage halten sollten, waren defekt und es gab noch andere Probleme. Man probierte sie zu lösen, aber am 19. August musste man aufgeben. Ein knappes Monat später, am 25. September 2026, verglühte LINK in der Erdatmosphäre. Damit war auch das Ende von Swift besiegelt. Es war mittlerweile so tief gesunken, dass für einen erneuten Versuch einer Anhebung keine Zeit mehr war. Aber immerhin hat das das Neil Gehrels Swift Observatorium 22 Jahre durchgehalten, 20 Jahre länger als ursprünglich geplant. In dieser Zeit hat es uns ein Universum voller gigantischer Explosionen gezeigt und wir haben sie dank dieses Instruments sehr viel besser verstanden als davor.

Sternengeschichten Folge 723: Kann sich die Lichtgeschwindigkeit verändern?

In dieser Folge der Sternengeschichten geht es wieder einmal an die Grundlagen. In dem Fall: Die fundamentalen Naturkonstanten, die das Verhalten unseres Universums bestimmen. Und die Frage, ob diese Naturkonstanten vielleicht doch nicht so konstant sind, wie wir denken. Und ganz konkret um die Frage, ob die Lichtgeschwindigkeit sich vielleicht ändern kann.

Sicherheitshalber fange ich gleich mit dem an, was ich mit dieser Frage nicht meine. Wir wissen ja, dass das Licht tatsächlich nicht immer gleich schnell ist. Im Vakuum bewegt es sich mit der konstanten Geschwindigkeit von 299.792,458 Kilometer pro Sekunde. Aber wenn sich das Licht nicht durch das Vakuum bewegt, sondern durch Luft oder Wasser oder irgendein anderes Medium, dann wird es langsamer. Das ist ein bekannter Effekt, der die Ursache der Lichtbrechung ist und zum Beispiel dafür verantwortlich, dass die Sterne funkeln. Denn das Sternenlicht muss sich ja durch die Atmosphäre bewegen, wird dabei langsamer und dadurch abgelenkt. Eine genau Erklärung, warum das Licht langsamer wird, ist gar nicht so einfach, aber darum geht es ja heute sowieso nicht. Es geht auch nicht um Überlichtgeschwindigkeit oder ähnliches. Sondern tatsächlich um die Frage: Ist die Lichtgeschwindigkeit in Wahrheit vielleicht keine Naturkonstante?

Die Grundlage eines Großteils der modernen Physik und Astronomie sind die Erkenntnisse von Albert Einstein. In seiner speziellen Relativitätstheorie hat er im Jahr 1905 festgestellt, dass Licht immer gleich schnell ist. Oder genauer gesagt: Wenn ich die Geschwindigkeit des Lichts messe, macht es zum Beispiel keinen Unterschied, ob dieses Licht aus einer Taschenlampe kommt, die ich in der Hand halte oder aus den Scheinwerfern eines Hochgeschwindigkeitszuges. Die Geschwindigkeit die ich messe ist in beiden Fällen exakt gleich.

In Wahrheit steckt dahinter natürlich noch viel mehr, aber in dieser Folge ist definitiv zu wenig Zeit, um die gesamte Relativitätstheorie zu erklären. Im Prinzip geht es aber um das Äquivalenzprinzip von Einstein, das er dann ein wenig später im Rahmen seiner allgemeinen Relativitätstheorie entwickelt hat. Wer sich in einem Gravitationsfeld befindet und zwar im freien Fall, spürt lokal keine Gravitation. Das klassische Beispiel dafür ist der fallende Fahrstuhl: Wer das Pech hat, in einem abstürzenden Aufzug zu stehen, wird plötzlich scheinbar schwerelos, obwohl die Gravitation der Erde ja noch vorhanden ist, was man definitiv merkt, wenn der freie Fall im Erdgeschoß abrupt beendet wird. Deswegen sind auch Menschen in der Raumstation schwerelos - nicht weil da keine Gravitation mehr wirkt, sondern weil sie im freien Fall um die Erde sind. In so einem lokalen, frei fallenden Bezugssystem - wie es wissenschaftlich korrekt heißt - spürt man also keine Gravitation. Man spürt damit insbesondere auch keine Beschleunigung und deswegen gilt dort das, was die spezielle Relativitätstheorie sagt, die sich ja auf Systeme bezieht, die nicht beschleunigt werden: Licht breitet sich im Vakuum immer mit derselben Geschwindigkeit aus, egal wer beobachtet.

Was hat das jetzt alles mit einer veränderlichen Lichtgeschwindigkeit zu tun? Wenn ich irgendwo an einem konkreten Ort die Lichtgeschwindigkeit messe, dann muss mein Ergebnis 299.792,458 Kilometer pro Sekunde lauten. Die Allgemeine Relativitätstheorie lässt aber eine scheinbar veränderliche Lichtgeschwindigkeit zu. Einstein hat ja auch gesagt, dass Massen den Raum krümmen und Licht dieser Krümmung folgt. Ein Stern oder eine Galaxie kann Licht ablenken und wenn wir das aus großer Entfernung beobachten, dann kann es so aussehen, als hätte das Licht die Geschwindigkeit verändert.

So weit ist noch alles klar. Licht ist immer gleich schnell, aber ab und zu kann es so aussehen, als wäre es nicht so. 1957 hat der amerikanische Physiker Robert Dicke dann aber eine andere Idee gehabt. Dicke ist unter anderem bekannt für die Vorhersage der Existenz der kosmischen Hintergrundstrahlung, die einen der wichtigsten Belege für den Urknall bietet. Er hat aber auch probiert, eine Alternative zu Einsteins Beschreibung der Gravitation zu finden. Bei Einstein ist Gravitation ja der Effekt der gekrümmten Raumzeit. Masse krümmt den Raum und alles bewegt sich entlang dieser Krümmung. Für uns sieht das so aus, als würde die Masse eine Kraft ausüben. Dicke hat sich jetzt überlegt, dass man den Raum auch so ähnlich wie Glas beschreiben kann. Nicht buchstäblich natürlich, aber prinzipiell. Unterschiedliche Glassorten brechen Licht unterschiedlich stark, was man mit dem Begriff des "Brechungsindex" beschreiben kann. Vielleicht - und das war Dickes Idee - hat der Raum selbst auch so etwas wie einen Brechungsindex, der von der Masse abhängt, die sich im Raum befindet. Licht würde dann tatsächlich seine Geschwindigkeit ändern, wenn es an großen Massen vorbeifliegt. Das ist eine interessante Idee, aber eine vernünftige Beschreibung der Gravitation hat Dicke damit nicht hinbekommen.

Aber die Sache mit der veränderlichen Lichtgeschwindigkeit hat die Menschen nicht losgelassen. Nur: Warum eigentlich? Klar, es ist spannend zu wissen, ob das Licht immer gleich schnell ist oder nicht. Aber Einsteins Theorie war eigentlich ziemlich gut und ist es immer noch. Brauchen wir wirklich eine Theorie, in der das Licht nicht immer gleich schnell ist? Vielleicht schon. Denn es gab in der zweiten Hälfte des 20. Jahrhunderts ein paar große Probleme, vor allem in der Kosmologie.

Das Urknall-Modell hatte sich nach der Entdeckung der kosmischen Hintergrundstrahlung immer weiter durchgesetzt. Vor 13,8 Milliarden Jahren hat das Universum begonnen sich auszudehnen, es war am Anfang extrem heiß und dicht und ist im Laufe der Zeit immer weiter abgekühlt. Die Details habe ich in anderen Folgen erklärt, aber wichtig ist: Gut 380.000 Jahre nach dem Urknall war das Universum das erste Mal so kühl, dass sich Strahlung darin ausbreiten konnte. Damals ist von jedem Punkt im Universum Strahlung in Richtung jedes anderen Punktes losgeflogen. Diese Strahlung ist zum Teil immer noch unterwegs und weil sie eben von jedem Punkt des Universums ausgeht, wirkt sie für uns wie ein gleichmäßiger Hintergrund. Wir können sie beobachten und sie kommt - sehr sehr schwach - tatsächlich aus jeder Richtung des Himmels zu uns. Und sie tut das sehr gleichmäßig, oder anders gesagt: Die Energie bzw. die Temperatur dieser Strahlung ist fast identisch, egal aus welcher Richtung sie kommt.

Und das ist ein Problem. Denn das Licht braucht ja Zeit, um sich von einem Ort zum anderen zu bewegen. Und 380.000 Jahre nach dem Urknall hat es noch nicht ausreichend viel Zeit gehabt. Wenn wir - vereinfacht gesagt - in eine Richtung des Himmels schauen, dann kriegen wir von dort Hintergrundstrahlung die aus einer Ecke des frühen Universums kommt. Und wenn wir in die andere Richtung schauen, dann kommt da Strahlung die aus einer anderen Ecke des frühen Universums stammt. Und auch wenn das Universum früher kleiner war als heute, hatte das Licht noch keine Zeit gehabt, um von einer Ecke zur anderen zu fliegen. Oder etwas wissenschaftlicher gesagt: Es gab keine kausale Verbindung zwischen den beiden Ecken. Nichts, was in der einen Ecke passiert, hat Einfluss auf die andere Ecke haben können. Es war insbesondere nicht möglich, dass sich irgendeine Art von Temperaturausgleich herstellen hätte können. Wenn die eine Ecke heißer war als die andere, dann kann sich das ja prinzipiell ausgleichen, wenn Energie von der wärmeren zur kälteren fließt. Dafür muss sich diese Strahlung aber eben ausbreiten und das braucht Zeit, die nicht vorhanden war. Entweder das Universum war von Anfang an extrem homogon, das heißt: Es hat von Anfang an so gut keine Temperaturschwankungen geben. Oder aber wir müssten eine Hintergrundstrahlung beobachten, die sehr viel ungleichmäßiger ist, als wir sie tatsächlich sehen.

Das ist das "Horizontproblem" und einfach zu sagen: Na dann war halt früher alles gleichmäßig, ist ein wenig unbefriedigend. Denn warum sollte das so gewesen sein; ein paar minimale Schwankungen sollten auf jeden Fall existieren. Also hat man sich überlegt, wie man das sonst erklären kann. Und damit sind wir bei der variablen Lichtgeschwindigkeit. Wenn die damals schneller war als heute, dann hat die Zeit vielleicht gereicht, um einen Ausgleich herzustellen. Genau das war der Grund, warum Leute über so etwas nachgedacht haben.

John Moffat, ein kanadischer Physiker, hat sich zum Beispiel überlegt, dass das Universum vielleicht irgendwann eine Art Phasenübergang durchlaufen hat, so ähnlich wie ein Eisblock, der irgendwann schmilzt und flüssig wird. Natürlich war das Universum nicht wirklich fest und dann flüssig, aber vielleicht war es früher so beschaffen, dass Licht sich schneller ausbreiten konnte als heute. Oder aber die Lichtgeschwindigkeit ist tatsächlich keine Konstante, sondern eine Größe, die sich aus welchen Gründen auch immer - im Laufe der Zeit ständig ändert.

Man kann sowas alles mathematisch sinnvoll formulieren und daraus alle möglichen Dinge ableiten. Aber wir wollen ja wissen, wie es wirklich war. Und tatsächlich kann man so etwas - zumindest ein bisschen - testen. In der Astronomie können wir ja zum Glück in der Zeit zurück schauen. Je länger das Licht unterwegs ist, desto weiter blicken wir in die Vergangenheit. Und wir können zum Beispiel eine Supernova betrachten, die vergleichsweise nahe explodiert und eine, die sehr weit weg stattfindet. Wie so eine Sternexplosion im Detail abläuft, hängt unter anderem davon ab, wie schnell sich das Licht bewegt. Wenn die Lichtgeschwindigkeit früher anders war als heute, sollten ferne Supernovae anders aussehen als die in unserer Nähe. Das ist aber nicht der Fall. Auch andere, ähnliche Tests liefern bis jetzt keinerlei Hinweise darauf, dass sich der Wert der Lichtgeschwindigkeit im Laufe der Zeit verändert hat.

Und das Horizontproblem haben wir auf andere Weise gelöst. Bzw. so halb gelöst. In den Folgen 69 und 70 der Sternengeschichten habe ich über die "Inflation" gesprochen. Das ist eine Hypothese, die in den 1980er Jahren entstanden ist und nach der sich das sehr frühe Universum während eines unvorstellbar kurzen Zeitraums unvorstellbar stark ausgedehnt hat. Ein bisschen so, als würde sich ein Elementarteilchen spontan auf die Größe eines Fussballs aufblasen. Wenn das so war, dann wäre das Universum ganz früher viel kleiner gewesen als wir dachten; klein genug, dass sich alles gut ausgleichen konnte und erst dann hat es sich aufgeblasen. Es gibt gute Gründe für die Existenz so einer inflationären Phase, aber letztgültig bestätigt haben wir sie noch nicht. Für eine veränderliche Lichtgeschwindigkeit sprechen keine gute so guten Gründe; und trotzdem wir ausführlich geschaut haben, haben wir nichts gesehen, dass darauf hindeutet. Es wird noch viel zu entdecken geben, wenn wir den Anfang des Universums besser verstehen. Aber die Chancen stehen gut, dass das Licht sich auch damals schon so schnell bewegt hat, wie es das heute tut.

Sternengeschichten Spezial September 2026

STERNENGESCHICHTEN LIVE TOUR in D und Ö: Tickets unter https://sternengeschichten.live

In der September-Ausgabe von Sternengeschichten Spezial gibt es zuerst den dringenden Hinweis, dass ich am 1. Oktober einen Vortrag in Jena halte und am 3. Oktober Sternengeschichten LIVE in Lübeck stattfident.

Danach geht es um den erfolgreichen Szart des Nancy Grace Roman Weltraumteleskops, das ab nächsten Jahr wunderbare Wissenschaft liefern wird und jetzt schon die ersten Testbilder gesendet hat.

Ich beantworte eine Frage zur Herkunft des Wassers auf der Erde und ich stelle mein neues Buch vor: Die Astronomie der Rauhnächte - auch als Hörbuch.

Am 20. Oktober gibt es dann auch noch "Das Universum LIVE" in Wiener Neustadt.

Mein neues Buch heißt "Die Astronomie der Rauhnächte" und man kriegt es überall wo es Bücher gibt; ebenso wie das zugehörige Hörbuch.

Mein zweites neues Buch heißt “Die Farben des Universums” und ist ab jetzt überall erhältlich wo es Bücher gibt, so wie das Sternengeschichten-Hörbuch.

Meine anderen Podcast sind "Das Universum" und "Das Klima". Und es gibt noch "Die Welt der Mikroben".

Die nächsten Live-Podcastaufzeichnungen von “Das Universum” im Radiokulturhaus werden am 21. September und am 16. Dezember stattfinden. Tickets gibt es hier.

Termine der Sciencebusters gibt es hier und die von "Das Universum" sind hier.

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))

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Sternengeschichten Folge 722: Der erstaunliche Kern des Merkur

Merkur ist der sonnennächste Planet in unserem Sonnensystem. Das werden die meisten wissen. Aber was weiß man sonst so über den Merkur? Da wird einem vermutlich vorerst gar nicht so viel einfallen und dass man den Planet Merkur gerne ein wenig unterschätzt habe ich schon in Folge 393 der Sternengeschichten erzählt. Dass liegt vor allem daran, dass es schwer ist, mit einer Raumsonde zu Merkur zu fliegen; viel schwerer als zu den anderen Planeten. Warum das so ist, ist ein Thema für eine andere Folge, aber nur weil Merkur schwer zu erreichen ist, heißt das nicht, dass es dort nichts zu erforschen gibt. Ganz im Gegenteil! Ich habe in Folge 393 auch kurz erwähnt, dass Merkur einen erstaunlich großen Kern hat und den schauen wir uns heute ein wenig genauer an.

So wie die Erde, Venus und Mars ist auch Merkur ein Gesteinsplanet. Das heißt, er besteht aus einem metallischen Kern, einem Mantel aus Gestein und darüber eine Kruste, die die Oberfläche bildet. Die Erde zum Beispiel hat einen Durchmesser von 12742 Kilometern. Der Kern der Erde hat einen Durchmesser von knapp 7000 Kilometern. Merkur ist der kleinste Planet des Sonnensystems, mit einem Durchmesser von 4878 Kilometern. Sein metallischer Kern dagegen hat einen Durchmesser von circa 4100 Kilometern. Der Mantel ist nur gut 600 Kilometer dick und die Kruste knappe 10 Kilometer. Oder anders gesagt: Der Merkur besteht eigentlich nur aus Kern, mit einer überraschend dünnen Gesteinshülle drumherum. Der metallische Kern des Merkur ist größer als der Mond der Erde; der Kern von Merkur ist verglichen mit dem Durchmesser des Planeten absurd groß und die Frage die sich sofort stellt lautet natürlich: Warum?

Wir fangen aber mit einer anderen Frage an: Woher wissen wir das eigentlich? Ich habe zu Beginn erwähnt, dass der Merkur sich nur schwer erforschen lässt, weil es so schwer ist, ihn zu erreichen. Deswegen waren auch erst zwei Raumsonden dort zu Besuch, einmal Mariner 10 in den 1970er Jahren, die dreimal am Planeten vorbeigeflogen ist und dann erst wieder die Sonde Messenger die den Planeten zwischen 2011 und 2015 umkreist hat, wie ich in Folge 681 ausführlich erzählt habe. Und das war wichtig, wie wir gleich hören werden. Dass Merkur anders ist als die anderen Planeten hat man aber auch schon vorher gewusst. Denn auch ohne dorthin zu fliegen kann man bestimmen, wie groß der Planet ist und welche Masse er hat. Daraus folgt die mittlere Dichte, die mit 5,4 Gramm pro Kubikzentimeter fast so groß wie die mittlere Dichte der Erde ist, obwohl die Erde sehr viel größer ist. Das bedeutet: Merkur muss verhältnismäßig sehr viel mehr schwere Elemente wie Eisen oder Nickel enthalten als die Erde; also einen überdurchschnittlichen metallischen Kern haben. Für Details muss man dann aber wirklich zum Merkur fliegen, womit wir jetzt wieder bei der Raumsonde Messenger sind, die den Planeten umkreist hat. Dabei wird sie natürlich ständig von der Erde aus überwacht und man kann sehr genau messen, ob die Raumsonde bei der Umkreisung des Planeten vielleicht ein bisschen schneller oder langsamer wird. Wenn das passiert, dann heißt das, das sie ein bisschen mehr oder weniger von Merkur angezogen wird und das bedeutet, vereinfacht gesagt, dass sie gerade über Regionen des Merkur fliegt, wo überdurchschnittlich viel oder weniger Masse existiert. Oder etwas anders und genauer gesagt: Aus der Beobachtung der Flugbahn kann man herausfinden, wie die Materie im Inneren des Planeten verteilt ist. Man kann außerdem die Rotation des Merkur messen und auch das Wackeln seiner Rotationsachse, was ebenfalls Aufschluss über die Verteilung der Masse im Inneren gibt. Das kombiniert man dann mit Computermodellen, die den Aufbau von Planeten beschreiben und schaut, was am besten zu den Beobachtungsdaten passt. Und beim Merkur ist das eben ein Kern mit circa 4100 Kilometer Durchmesser.

Und jetzt zur eigentlichen Frage: Wie kommt Merkur zu so einem enormen Metallkern? Eine der ersten und lange Zeit favorisierten Hypothesen war die eines großen Einschlags. Vielleicht war Merkur früher, nachdem er entstanden ist, ein deutlich größerer Planet. Circa 2,3 mal größer als jetzt, mit einem viel dickeren Mantel um den Kern. Er wäre dann ein ganz normaler Planet gewesen, mit einem Kern der zu seiner Größe passt. Aber dann könnte Merkur das passiert sein, was auch der jungen Erde vor 4,5 Milliarden Jahren passiert ist, als die Planeten gerade entstanden sind. Die Erde ist mit einem ungefähr marsgroßen Planeten kollidiert und aus den Trümmern dieses Zusammenstoßes ist der Mond entstanden. Damals war überhaupt noch viel mehr los im Sonnensystem; es sind viel mehr Protoplaneten durch die Gegend geflogen und sich in die Quere gekommen. Eine Kollision zwischen Merkur und einem anderen Himmelskörper ist also durchaus plausibel. Dabei könnte der Mantel quasi abgetragen worden sein, so dass nur der Kern übrig geblieben ist. Aber diese Hypothese hat ein paar Probleme. Messenger hat bei seiner Erforschung des Merkurs zum Beispiel viele flüchtige Elemente gefunden, also chemische Elemente, die leicht verdampfen und als Gas entweichen können. Bei so einer gewaltigen Kollision hätte sich der Großteil davon eigentlich ins All verflüchtigen sollen. Und warum sind so wenig von den Trümmern der Kollision wieder auf den Merkur zurückgefallen? Vielleicht hat das was mit der Nähe zur Sonne zu tun; die starke Strahlung und der Sonnenwind könnten die Trümmer weggepustet haben. Aber je genauer man sich die Kollisionshypothese angeschaut hat, desto mehr Unklarheiten hat man gefunden.

Deswegen hat man sich bei der Untersuchung des Problems verstärkt auf die Entstehung und die Chemie des Merkur konzentriert. Vielleicht ist der Merkur tatsächlich so entstanden, wie wir ihn heute sehen. Vielleicht haben irgendwelche Prozesse dafür gesorgt, dass sich das Material in der Scheibe aus Gas und Staub aus der die Planeten entstanden sind, irgendwie so sortiert hat, dass in Sonnennähe besonders viel metallreicher Staub vorhanden war. Das wäre eine elegante Erklärung, wenn uns ein plausibler Mechanismus einfallen würde, der so eine Sortierung macht…

Vielleicht ist der übergroße Kern des Merkur auch ein Resultat der Chemie. Es kann sein, dass Merkur unter sehr reduzierenden Bedingungen entstanden ist. Das hat nichts mit einem Preisnachlass zu tun, sondern bedeutet, dass das Material aus dem Merkur entstanden ist, wenig Sauerstoff enthalten hat. Ich lasse die Details jetzt aus, aber ein Mangel an Sauerstoff kann Einfluss auf die chemischen Reaktionen haben, die stattfinden können. Bei der Erde war es ja zum Beispiel so, dass in der ursprünglichen Kugel aus heißem Material das Eisen, zusammen mit Nickel und anderen schweren Elementen nach innen gesunken ist und den Kern gebildet hat, während die leichteren Silikate außen den Mantel gebildet haben. Ist aber wenig Sauerstoff vorhanden, kann Silizium sich zum Teil an das Eisen binden und mit ihm in den Kern sinken. Der Mantel verliert dann Silizium, wird dünner und der Kern besteht jetzt aus Eisen und Silizium und wird überdurchschnittlich groß. Das würde zu den Beobachtungsdaten passen, die zeigen, dass Merkurs Kern nicht komplett aus Eisen und Nickel bestehen kann, denn dann wäre das Magnetfeld des Planeten stärker, als es ist. Es wäre auch eine elegante Erklärung, aber auch sie passt nicht zu 100 Prozent. Erstens müssten wir dazu noch erklären, warum Merkur unter so sauerstoffarmen Bedingungen entstanden ist. Vermutlich hat es etwas mit seiner Sonnennähe zu tun, aber wir haben noch wenig Forschung in dieser Region gemacht und da gibt es viel, was wir noch nicht verstehen. Und zweitens braucht auch die chemische Erklärung zumindest noch ein bisschen katastrophale Hilfe: Auch hier muss am Ende ein bisschen Mantel anderweitig verloren gegangen sein. Durch eine kleinere Kollision, durch den Einfluss des Sonnenwindes oder durch einen Prozess, den wir noch nicht kennen.

Wenn wir das Rätsel um den Kern des Merkur einmal gelöst haben werden, werden wir auch sehr viel besser verstanden haben, wie Planeten allgemein entstehen und was sich in der Frühzeit unseres Sonnensystems alles abgespielt hat. Bis es soweit ist müssen wir aber noch sehr viel Forschung auf dem sonnennächsten Planeten durchführen. Fest steht nur: Merkur ist ein außergewöhnlicher Planet in dessen Inneren die Antwort auf ein paar sehr spannende Fragen versteckt ist.

Sternengeschichten Folge 721: Wie hell ist die Sonne?

Wie hell ist die Sonne? Sehr hell, so viel ist klar. Aber das reicht natürlich nicht, um eine Podcastfolge zu füllen. Aber: Kann man mit dieser Frage überhaupt eine Podcastfolge füllen. Und: Soll man das überhaupt machen? Was gibt es zur Helligkeit der Sonne schon groß zu erzählen? Die Antworten auf die letzten drei Fragen lauten: Ja, Ja und Sehr viel, denn wenn es nicht so wäre, gäbe es diese Folge der Sternengeschichten nicht.

Fangen wir mit der Antwort auf die letzte Frage an: Was gibt es über die Helligkeit der Sonne zu erzählen? Sie ist, wie schon gesagt, sehr hell. Aber da geht es schon los: Sie ist für uns auf der Erde sehr hell, weil wir der Sonne vergleichsweise nahe sind. Würden wir die Sonne von einem Mond des Saturn aus betrachten oder vom fernen Pluto, dann wäre sie definitiv weniger hell. Helligkeit ist also eine Frage der Distanz und das ist wichtig. Die Sonne ist ein Stern und dass sie an unserem Himmel mit ihrer Helligkeit so eine Sonderstellung einnimmt, liegt daran, dass die anderen Sterne alle absurd weit entfernt sind. Wir wissen also genaugenommen nicht, wie hell die Sonne wirklich ist. Wir können sie nicht ohne weiteres mit anderen Sternen vergleichen. Vielleicht leuchtet die Sonne sehr viel heller als die meisten anderen Sternen, vielleicht aber auch nicht - um das zu wissen, müssten wir zuerst herausfinden, wie weit die anderen Sterne entfernt sind. Ich will hier auch gar keine künstliche Spannung erzeugen; heute wissen wir das alles natürlich und wissen auch, dass die Sonne definitiv nicht zu den hellsten Sternen gehört, aber auch nicht zu den allerschwächsten. Sie ist, vereinfacht gesagt, Mittelmaß und wenn man wollte, könnte man das auch exakt in Zahlen ausdrücken. Das soll aber nicht das Thema dieser Folge sein sondern die Frage: Wie haben wir das eigentlich herausgefunden? Wie haben wir die Helligkeit der Sonne gemessen?

Dafür müssen wir uns zuerst kurz überlegen, was wir mit "Helligkeit" meinen. Wir könnten zum Beispiel die "Bestrahlungstärke" der Sonne messen, also die Energie in Watt pro Quadratmeter, die von der Sonne auf der Erde landet. Das geht vergleichsweise einfach, es gibt Messgeräte, die das direkt registrieren können und das erste Mal gemessen wurde das vom französischen Physiker Claude Pouillet im Jahr 1838. Es sind 1367 Watt pro Quadratmeter, was auch als die "Solarkonstante" bezeichnet wird und nichts mit der Helligkeit der Sonne zu tun hat, die uns hier interessiert. Das Wissen über die Solarkonstante ist natürlich enorm wichtig für alle möglichen Sachen, aber es hilft uns nicht dabei, die Helligkeit der Sonne im Vergleich zu den anderen Sternen zu verstehen. Dazu müssen wir uns mit der photometrischen Helligkeit beschäftigen. Ich habe davon in früheren Folgen immer wieder gesprochen: Wenn in der Astronomie von "Helligkeit" die Rede ist, dann meint man damit im Allgemeinen eine Vergleichsgröße: Wie hell erscheint uns ein Objekt im Vergleich zu einem anderen.

Auf diese Weise hat schon der antike Astronom Claudius Ptolemäus im 2. Jahrhundert die Helligkeit der Sterne klassifiziert. Die hellsten Sterne, die er am Himmel sehen konnte, hat er Sterne der "ersten Größenklasse" oder "Magnitude" genannt, die schwächsten waren von der "sechsten Magnitude". Das System hat sich im Laufe der Zeit gehalten, ist verfeinert worden und irgendwann auf eine solide mathematische Basis gestellt worden. Ich habe darüber in Folge 395 ein wenig genauer gesprochen und darüber, welche Sterne man heute als Referenz- und Vergleichssterne verwendet, um die Helligkeit anderer Sterne anzugeben.

Aber so weit sind wir jetzt noch nicht. Wir sind im 19. Jahrhundert und die Frage lautet immer noch: Wie hell ist die Sonne? Die Bestimmung der Helligkeit anderer Sterne ist vergleichsweise einfach: Man schaut sie sich an, entweder mit dem freien Auge oder dem Teleskop und vergleicht den Helligkeitseindruck mit dem von vorgegebenen Referenzsternen, deren Helligkeit bekannt ist. Und je nachdem wird die Helligkeit der Sterne dann entsprechend angegeben. Aber wie soll das bei der Sonne gehen? Erstens können wir die Sonne und die Sterne nie gleichzeitig am Himmel sehen. Und selbst wenn: Die Sonne erscheint uns als strahlend helle Scheibe, so hell, dass wir sie gar nicht vernünftig anschauen können und die Sterne sind kleine Punkte. Wie soll man da irgendwas vergleichen?

Einer der ersten, der eine halbwegs brauchbare Lösung für dieses Problem gefunden hat, war der englische Wissenschaftler William Hyde Wollaston. Am 11. Dezember 1828 hat er eine Arbeit veröffentlicht, die den Titel "Über eine Methode, das Licht der Sonne mit dem der Sterne zu vergleichen" trägt. Und diese Methode sah so aus: Wollaston hat eine kleine, mit Quecksilber gefüllte Kugel genommen, so wie die Kugeln am Ende der alten Quecksilberthermometer, die vielleicht manche noch kennen. Er ließ das Licht der Sonne auf diese Kugel fallen und in ihrer metallischen Oberfläche hat sich die Sonne gespiegelt. Diese Spiegelung hat er dann aus der Ferne mit einem Teleskop betrachtet und im Teleskop sah die winzige Spiegelsonne dann tatsächlich wie ein Stern am Nachthimmel aus. Aber natürlich konnte er immer noch nicht die Sonne und die restlichen Sterne gleichzeitig beobachten. Also hat er sich einen weiteren Trick ausgedacht: Er hat auch noch eine Kerze genommen und deren Licht ebenfalls an einer kleinen Quecksilberkugel gespiegelt. Dieses Spiegelbild hat er dann durch eine Linse beobachtet, die das Bild in eines seiner Augen umgelenkt hat. Gleichzeitig hatte er das andere Auge am Teleskop, wo er die Spiegelsonne sehen konnte. Jetzt musste Wollaston nur noch den Abstand der Kerze zur Linse so lange verändern, bis er beide Lichtpunkte gleich hell sehen konnte. Aber was soll das bringen? Es bringt dann sehr viel, wenn man die Messung in der Nacht mit einem Stern wiederholt. Das hat Wollaston gemacht und zwar mit Sirius. Wieder hatte er in einem Auge das Spiegelbild der Kerze und im anderen diesmal das Bild des Sterns Sirius aus seinem Teleskop. Und wieder hat er die Kerze verschoben, bis beide Lichtpunkte gleich hell erschienen sind. Jetzt konnte er vergleichen: Wie weit muss man die Kerze verschieben, bis sie so hell wie der Sirius erscheint? Und wie weit muss man dieselbe Kerze mit der selben Helligkeit verschieben, bis sie so hell wie die Spiegelsonne erscheint. Die Kerze war quasi der konstante Faktor, den er später aus dem Experiment herausrechnen und so zumindest mathematisch die Sonne und Sirius direkt vergleichen konnte. In Wahrheit war da natürlich noch ein wenig mehr Technik und Mathematik dahinter, aber am Ende kam Wollaston zu dem Schluss, dass die Sonne von der Erde aus gesehen ungefähr 20 Milliarden mal heller erscheint als der Sirius.

Das war schon keine schlechte Annäherung, aber die Methode von Wollaston war doch recht ungenau und fehleranfällig. Der erste, der nach modernen wissenschaftlichen Maßstäben die Helligkeit der Sonne wirklich gut gemessen hat, war der deutsche Astronom Karl Friedrich Zöllner. 1865 hat er sein Buch "Photometrische Untersuchungen mit besonderer Rücksicht auf die physische Beschaffenheit der Himmelskörper" veröffentlicht und darin ausführlich erklärt, was er gemacht hat. Er hat das von ihm schon früher erfundene "Astrophotometer" benutzt. Mit diesem Gerät kann man einerseits einen Stern am Nachthimmel durch ein Teleskop beobachten. Andererseits kann man gleichzeitig aber auch einen "künstlichen Stern" sehen, also in diesem Fall das Licht einer Kerze mit einer definierten Helligkeit. Das klingt ein wenig so wie das, was Wollaston gemacht hat, aber bei Zöllner war der Mechanismus deutlich ausgeklügelter. Er hat nicht einfach nur das Kerzenlicht verwendet, sondern es zuerst durch eine kreisförmige Öffnung fallen lassen, die dann der eigentliche künstliche Stern war. Er wollte keine flackernde Flamme sehen, sondern ein gleichmäßig leuchtendes, punktförmiges Objekt, eben so wie ein Stern. Mit Linsen hat er das Bild dieses künstlichen Sterns so klein wie möglich gemacht und mit anderen optischen Elementen konnte er die Helligkeit des künstlichen Sterns auf klar definierte, messbare und nachvollziehbare Weise verringern oder vergrößeren. Das alles war so konstruiert, dass Zöllner damit den realen Stern am Himmel und den künstlichen Stern gleichzeitig im Blickfeld hatte. Danach regelte er die Helligkeit des künstlichen Sterns solange, bis beide gleich hell waren und weil er ja erstens wusste, wie hell sein künstlicher Stern war - das war zuvor natürlich entsprechend kalibriert worden und zweitens wusste, wie stark er die Helligkeit des künstlichen Sterns verändert hatte, konnte er damit auch die Helligkeit des echten Sterns bestimmen.

Zöllners Astrophotometer war eine großartige Erfindung mit der die Helligkeitsmessung in der Astronomie viel genauer möglich war als früher. Und Zöllner konnte damit auch die Helligkeit der Sonne bestimmen. Dazu hat er das Licht der Sonne mit Linsen und Filtern zuerst abgeschwächt und so verkleinert, dass die Sonne wie ein Stern am Nachthimmel ausgesehen hat. Dann hat er sie, wie vorhin beschrieben, mit seinem künstlichen Stern verglichen und konnte dass dann mit den Messungen vergleichen, die er mit Sternen am Nachthimmel gemacht hat. Er hat nicht Sirius als Vergleich verwendet, sondern Capella und sein Ergebnis lautete: Die Sonne leuchtet von der Erde aus gesehen 55,8 Milliarden mal heller als Capella. Oder, wenn man es in die üblicheren Größenklassen beziehungsweise Magnituden umrechnet: Die Sonne hat eine Magnitude von -26,66.

Oder etwas anders gesagt: Capella ist ein Stern der nullten Größenklasse und die Sonne erscheint uns fast 27 Größenklasse heller als Capella. Im ursprünglichen System aus der Antike gab es ja nur die Klassen 1 (sehr hell) bis 6 (kaum noch zu sehen). Das hat natürlich irgendwann nicht mehr gerecht, man hat alles verfeinert, neu definiert, und so weiter und darum hatte man nun auch Sterne der nullten Größenklasse, also noch heller als die der 1. Magnitude. Und alles was noch heller war - der Mond, die Planeten oder eben die Sonne - musste dann eben mit negativen Magnituden angegeben werden. Mit Zöllners Methode konnte man auf die gleiche Weise die Helligkeit des Mondes während seiner Phasen messen; die der Planeten und hatte jetzt endlich nachvollziehbare Werte die mit den Sternhelligkeiten verglichen werden konnten. Mehr noch: Man konnte jetzt auch herausfinden, wie hell die Sonne im Vergleich mit anderen Sternen wirklich ist. Dazu verwendet man in der Astronomie das Konzept der "absoluten Helligkeit", bei dem man sich im Prinzip vorstellt, dass alle Sterne gleich weit und in einer vorgegebene Entfernung von der Erde weg sind und für diese Entfernung schaut man dann, wie hell sie uns erscheinen würden. Bei der Sonne kriegt man einen Wert von 4,8 Magnituden, was sie tatsächlich zu einem durchschnittlichen Stern macht. Rote Zwerge leuchten noch schwächer, mit absoluten Helligkeiten von 10 bis 15 Magnituden. Und die Riesen-, Überriesen- und Hyperriesen-Sterne können bis zu -15 Magnituden erreichen. Unsere Sonne steht ziemlich in der Mitte dieser Extreme - aber das wissen wir erst, seit wir herausgefunden haben, wie hell sie leuchtet. Sehr hell, aber eben nur für uns.

Sternengeschichten Folge 720: Infrarotgalaxien

Galaxien leuchten, das ist bekannt und vorerst nicht weiter bemerkenswert. Galaxien leuchten im normalen Licht, deswegen können wir sie auch in normalen Teleskopen sehen, oder - im Fall der nahen Andromedagalaxie oder den Magellanschen Wolken - auch direkt mit unseren Augen. Galaxien leuchten aber deswegen, weil die Sterne, aus denen sie bestehen, Licht aussenden. Und Sterne geben mehr ab als nur das für unsere Augen sichtbare Licht. Sterne leuchten in allen Wellenlängen des elektromagnetischen Spektrums und deswegen ist es auch keine große Überraschung, dass Galaxien ebenfalls zum Beispiel im ultravioletten oder infraroten Licht sichtbar sind. Ein bisschen überraschend war es dann aber schon, als die beiden amerikanischen Astronomen Frank Low und Douglas Kleinmann im Jahr 1968 bei ihren Beobachtungen herausgefunden haben, dass manche Galaxien sehr viel Infrarotlicht abgeben. Ihren damaligen Beobachtungen nach gab es Objekte, die mindestens so viel Energie im infraroten Teil des Spektrums abgestrahlt haben wie im optischen, also beim normalen Licht.

Das hatte man so nicht erwartet und man hatte es in der Form davor auch noch nicht gewusst. Es ist ja gar nicht so einfach, von der Erde aus Beobachtungen im infraroten Teil des Spektrums anzustellen. Man kann das zwar im Prinzip mit den selben Teleskopen erledigen, die auch die normalen Beobachtungen anstellen. Aber unsere Atmosphäre blockiert einen großen Teil der Infrarotstrahlung, die aus dem Weltall zu uns gelangt. Nur der kurzwelligste Teil des Infrarotlichts kommt durch, aber von den mittleren Wellenlängen wird schon das meiste blockiert und das langwelligste Teil komplett. Die Beobachtungen von Low und Kleinmann waren nur deswegen möglich, weil Low 1961 einen neuen, besseren und empfindlicheren Detektor erfunden hatte, der auch etwas langwelligere Infrarotstrahlung auf der Erde registrieren konnte. Die beiden haben ihre Beobachtungen fortgesetzt und festgestellt, dass solche "Infrarotgalaxien" keine Ausnahme sind. Alle Galaxien leuchten auch in den langwelligeren Bereichen des Infrarot und sie haben immer wieder welche gefunden, die das mit enormer Helligkeit tun. In einer Arbeit aus dem Jahr 1970 haben sie zum Beispiel gleich fünf Stück entdeckt, die 1000 mal mehr Infrarotstrahlung abgeben als normale Galaxien.

Zu dieser Zeit hat man sich in der Astronomie vor allem zwei Fragen zu diesem Thema gestellt. Erstens: Was ist die Ursache für die enorme Infrarothelligkeit mancher Galaxien? Und zweitens: Wie häufig sind diese Objekte tatsächlich? Vor allem die zweite Frage war schwer zu beantworten, denn auch mit den besten Detektoren kann man vom Erdboden aus nicht den gesamten Infrarotbereich beobachten. Das geht nur vom Weltall aus und damals gab es kein Weltraumteleskop, das für solche Beobachtungen geeignet war. Ohne eine Antwort auf die zweite Frage konnte man aber auch bei der ersten nur spekulieren. Ein bekannter Prozess, der auch Infrarotstrahlung erzeugt, ist ein "Synchrotronmodell". Das klingt kompliziert, aber eigentlich geht es nur um folgendes: Wenn sich geladene Teilchen, zum Beispiel Elektronen, sehr schnell durch ein Magnetfeld bewegen, dann senden sie dabei elektromagentische Strahlung aus. Wir wissen, dass es Galaxien - und jede Menge andere astronomische Prozesse - gibt, wo so etwas passiert. Zum Beispiel bei aktiven Galaxien, wo ein supermassereiches schwarzes Loch im Zentrum umgeben ist von jeder Menge Gas und Staub. Das ganze Zeug wirbelt mit enormer Geschwindigkeit um das schwarze Loch herum und diese schwarzen Löcher haben auch starke Magnetfelder. Man hatte damals schon die starke Radiostrahlung beobachtet, die auf diese Weise dort erzeugt wird, aber der selbe Vorgang kann auch Infrarot- und andere Strahlung erzeugen, je nachdem wie viel Energie gerade in den Elektronen steckt.

Aber, und das haben die Beobachtungen von Low und Kleinmann gezeigt, mit so einem einfachen Modell lassen sich die Beobachtungen nicht vollständig erklären. Die Variationen in der Infrarotstrahlung der Galaxien sind zu komplex, um alle von einem einzigen Prozess im Zentrum der Galaxien zu stammen. Da muss irgendetwas anderes passieren, aber was das genau ist, war noch unklar. Um das Rätsel zu lösen war ein kompletter Blick auf den Infrarothimmel nötig. Und der wurde im Jahr 1983 möglich: Da hat man das Weltraumteleskop IRAS ins All geschickt. Die Abkürzung steht für "Infrared Astronomical Satellite" und damit ist klar, um was es sich handelt: Das erste Infrarotweltraumteleskop, das von der NASA gemeinsam mit den Weltraumagenturen von Großbritannien und den Niederlanden gebaut wurde. Es war nur 10 Monate lang aktiv, aber in der Zeit hat es unser Wissen über den Weltraum maßgeblich erweitert. IRAS hat definitiv irgendwann eine eigene Folge der Sternengeschichten verdient, aber vorerst reicht es zu wissen, dass damit auch circa 20.000 Galaxien beobachtet wurden. Das erste Mal hatte man einen halbwegs vernünftigen Überlick über die Infrarothelligkeiten der Galaxien am Himmel und viele davon hatte man zuvor noch gar nicht gesehen. Diese Galaxien haben also im normalen Licht so schwach geleuchtet, dass wir sie nicht gesehen haben; erst mit dem Infrarotteleskop sind sie für uns sichtbar geworden. Oder anders gesagt: Diese Galaxien haben im Infrarotlicht sehr viel stärker geleuchtet als anderswo. Oder noch einmal anders gesagt: Man hatte eine neue Klasse von Galaxien entdeckt, die "Infrarotgalaxien", die den größten Teil ihrer Energie im infraroten Bereich des Lichtspektrums abgeben.

Das war aber noch längst nicht alles. Natürlich hat man sich jetzt noch intensiver als vorher mit diesen Objekten beschäftigt und danach gesucht. Und dabei festgestellt, dass es nicht einfach nur helle Infrarotgalaxien gibt, sondern auch enorm helle. Eine normale Infrarotgalaxien leuchtet im Infraroten mit einer Leuchtkraft von ungefähr 100 Milliarden Sonnenleuchtkräften. Es gab aber auch welche, die im Infrarotlicht so hell waren, wie eine bis zehn Billionen Sonnen, weswegen man diese Objekte als "Ultrahelle Infrarotgalaxien" bezeichnet hat. Und je weiter man beobachtet hat, desto extremer wurde die Sache. Man hat Galaxien mit der Infrarotreuchtleuchtkraft von 100 Billionen Sonnen gefunden und welche, die eine Billiarde mal heller waren als die Sonne. Daraus hat sich folgendes Klassifikationsscheme entwickelt. Die normalen Infrarotgalaxien werden LIRGs genannt, was für "Luminous Infrared Galaxy", also "helle Infrarotgalaxie" steht. Danach kommen die ULIRGs, die "Ultra-Luminous Infrared Galaxy". Es folgen die HyLIRGs, die "Hyper-Luminous Infrared Galaxy" und am Ende stehen - vorerst - die ELIRGs, also die "Extremely Luminous Infrared Galaxy".

Es bleibt aber immer noch die Frage: Was ist mit diesen Objekten los? Warum leuchten die so hell im Infrarotlicht? Auch hier haben die Beobachtungen von IRAS den Durchbruch gebracht. Das meiste Infrarotlicht senden diese Galaxien in den mittleren und längeren Wellen des Infrarot aus. Das ist aber genau das, was Staub macht. Natürlich leuchtet Staub nicht von selbst. Aber wenn man den ganzen kosmischen Staub erwärmt, der sich überall zwischen den Sternen einer Galaxie befindet, dann gibt er diese Energie vor allem in den mittleren und langen Wellenlängen des Infraroten wieder ab. Und was erwärmt den Staub? Energiereiche Strahlung von Sternen und das bedeutet: Junge Sterne. Wenn ein Stern gerade erst entstanden ist, gibt er sehr viel energiereiche ultraviolette Strahlung ab, die wunderbar geeignet ist, Staub zu erwärmen. Die Infrarotgalaxien müssen also Galaxien sein, in denen sehr viele neue Sterne entstehen. Aber, könnte man jetzt denken, müsste man das nicht sehen? Junge Sterne leuchten ja nicht nur im Ultraviolettlicht, sondern sind auch im normalen Licht sehr hell. Das ist richtig, aber Infrarotgalaxien sind nicht nur Galaxien mit sehr viel Sternentstehung, sondern brauchen eben auch sehr viel Staub. Und dieser Staub verdeckt das normale helle Licht der Sterne, und wir sehen nur die Infrarotstrahlung des aufgewärmten Staubs.

Es gibt noch einen zweiten Prozess, der vor allem bei der extremen Helligkeit der ULIRGs, HyLIRGS und ELIRGS eine Rolle spielt. Ich habe vorhin schon von der Synchrotronstrahlung erzählt, die aus der Umgebung der supermassereichen schwarzen Löcher in den Zentren der Galaxien stammt. Wenn diese Zentren jetzt ebenfalls von sehr viel Staub umgeben sind, kriegen wir da noch einmal extra Infrarotstrahlung obendrauf. Je nach Art der Galaxie kann das zentrale schwarze Loch sogar den dominierenden Anteil der Infrarotstrahlung beisteuern; wie das zum Beispiel bei den extremen ELIRGs der Fall ist.

Bleibt noch eine Frage: Warum sind manche Galaxien Infrarotgalaxien und manche nicht? Ein guter Weg, um eine "Luminous Infrared Galaxy" zu erzeugen, ist die Kollision und Verschmelzung zweier Galaxien, die viel Gas enthalten. Die gravitativen Störungen bei der Wechselwirkung zwischen den Galaxien wirbelt das Gas durcheinander und lässt daraus auf einen Schlag jede Menge Sterne entstehen. Wenn die Wechselwirkung zwischen beiden Galaxien sehr stark ist, kann viel Gas in das Zentrum der neu entstehenden Galaxie transportiert werden, und dort die Aktivität rund um das schwarze Loch erhöhen. Die LIRG wird dann zur ULIRG und leuchtet heller. Und wenn die schwarzen Löcher in den Zentren der Galaxien wirklich massereich sein, dann wird alles noch ein wenig extremer und wir kriegen eine HyLIRG oder ELIRG.

Mittlerweile ist die Erforschung dieser Infrarotgalaxien ein wichtiger Teil der Astronomie geworden. Einerseits machen es diese Objekte möglich, die Entstehung von Sternen in fernen Galaxien zu untersuchen, wo wir es ansonsten nicht könnten. Vor der Entdeckung der Infrarotgalaxien war ein großer Teil der Sternentstehung im Universum vor uns verborgen. Und andererseits können wir mit den Infrarotgalaxien auch besser verstehen, wie Galaxien miteinander wechselwirken und verschmelzen. Die Infrarotgalaxien haben uns gezeigt, dass es auch dort, wo es im Universum scheinbar dunkel ist, jede Menge zu entdecken gibt.

https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Hubble_Provides_%27One-Two_Punch%27_to_See_Birth_of_Stars_in_Galactic_Wreckage_(heic0207h).jpg

Sternengeschichten Folge 719: Tachyonen - Schneller als das Licht

Nichts ist schneller als das Licht. Das ist eine zentrale Erkenntnis von Albert Einsteins Relativitätstheorie und ein Grundpfeiler der modernen Physik. Das heißt aber nicht, dass niemand darüber nachdenkt, wie man diese Geschwindigkeitsbeschränkung nicht doch irgendwie umgehen kann. Ich habe in Folge 252 der Sternengeschichten schon einmal ausführlich über das Problem des Reisens mit Überlichtgeschwindigkeit gesprochen. In dieser Folge gibt es aber ein anderes Thema. Es geht nicht um Raumschiffe, mit denen wir Menschen überlichtschnell durch das Weltall reisen können. Sondern um die Frage, ob die Natur das mit dem Tempolimit der Lichtgeschwindigkeit wirklich ernst nimmt - oder ob es nicht vielleicht auch Teilchen geben könnte, die sich schneller bewegen.

Wir wissen, dass es Teilchen gibt, die sich langsamer als das Licht bewegen, nämlich quasi alle die wir kennen. Wir wissen auch, dass es Teilchen gibt, die sich exakt mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, nämlich alle die, die eine Ruhemasse von Null haben. Das sind zum Beispiel Photonen, also die quantenmechanischen Teilchen, aus denen das Licht besteht. Oder Gluonen, ebenfalls masselose Teilchen, die die Bindung zwischen den Partikeln des Atomkerns herstellen. Da ist die Sache in Wahrheit ein wenig komplizierter, aber das lasse ich jetzt am besten aus. Der Punkt ist: Wenn es Teilchen gibt, die langsamer als das Licht sind und Teilchen, die gleich schnell wie das Licht sind: Warum soll es dann keine geben, die schneller sind?

Diese Frage haben sich Leute schon gestellt, bevor Albert Einstein zu Beginn des 20. Jahrhunderts seine Relativitätstheorie entwickelt hat, aus der die Geschwindigkeitsgrenze des Lichts folgt. Auch das möchte ich hier nur kurz erklären, aber es läuft auf folgendes hinaus: Um etwas zu beschleunigen, braucht es Energie und zwar umso mehr, je mehr Masse das Ding hat, dass man beschleunigen will. Ein Spielzeugauto lässt sich sehr leicht anschieben, ein voll beladener LKW dagegen eher schwer. Das ist wenig überraschend und auch nicht neu. Aber eine der vielen überraschenden Konsequenzen von Einsteins Theorie ist der relativistische Massenzuwachs. Das soll heißen: Je schneller sich ein Objekt bewegt, desto mehr Masse hat es. Oder, ein klein wenig wissenschaftlich korrekter gesagt: Die Masse eines Objekts hängt von der Geschwindigkeit ab, die es relativ zu einem unbewegten Beobachter hat. Der Effekt ist aber durchaus real. Wenn man sich zum Beispiel an die alten Röhrenfernseher erinnert, dann haben die funktioniert, weil dort Elektronen beschleunigt und dann auf einen Leuchtschirm geworfen wurden, wo sie das Bild erzeugt haben. Damit das alles funktioniert, müssen die Elektronen durch Magnetfelder präzise abgelenkt werden. Und damit DAS funktioniert muss das Magnetfeld exakt auf die Masse der Elektronen abgestimmt werden und wenn man die relativistische Massezunahme ignoriert, dann würde der Fernseher nicht funktionieren.

Wenn jetzt aber ein Teilchen mehr Masse hat, wenn es sich schnell bewegt, braucht man auch mehr Energie als gedacht, wenn man es noch schneller machen will. Und wenn man das geschafft hat, schlägt die relativistische Massezunahme wieder zu und man braucht noch mehr Energie, um es noch weiter zu beschleunigen. Und so weiter: Irgendwann landet man an dem Punkt, wo man unendlich viel Energie benötigen würde, um ein Objekt bis zur Lichtgeschwindigkeit zu beschleunigen und unendlich viel Energie ist eher schwer aufzutreiben. Deswegen kann sich nichts schneller als das Licht bewegen, so Einstein. Das einzige, was sich mit Lichtgeschwindigkeit bewegen kann, sind Teilchen die gar keine Ruhemasse haben, so wie eben die Photonen.

Aber, und jetzt kommen wir zur Überlichtgeschwindigkeit, nur weil es unmöglich ist, die Barriere der Lichtgeschwindigkeit zu durchdringen, heißt das ja nicht zwingend, dass nichts schneller als Licht sein kann. Es mag zwar nicht klappen, etwas von Unterlichtgeschwindigkeit auf Überlichgeschwindigkeit zu bringen. Aber was ist mit Teilchen, die einfach IMMER schneller als das Licht sind. Sie halten sich dann quasi im übertragenen Sinn immer auf der anderen Seite der Grenze auf, während die "normalen" Teilchen immer auf der einen Seite sind. Gut, sowas kann man sich durchaus denken. Aber kriegt man sowas auch irgendwie sinnvoll physikalisch formuliert? Diese Frage haben sich Oleksa Bilaniuk, Vijay Deshpande und George Sudarshan von der Universität Rochester in den USA im Jahr 1962 gestellt und in einem kurzen Fachartikel beantwortet.

Wenn man die Materie in die drei vorhin genannten Klassen einteilt - unterlichtschnell, lichtschnell und überlichtschnell - dann kriegt man im dritten Fall ein kleines Problem. Folgt man den Gleichungen der Relativitätstheorie, dann müssen solche Teilchen eine imaginäre Ruhemasse haben. Das klingt seltsam, und ist es auch. "Imaginär" heißt in diesem Zusammenhang nicht, dass es sich um eine eingebildete Masse handelt, sondern dass man imaginäre Zahlen braucht, um die Masse zu beschreiben. Diese Zahlen hat man vor ein paar Jahrhunderten erfunden, um Gleichungen wie x² = -1 lösen zu können. Wir alle wissen noch aus der Schule, dass minus mal minus plus ergibt. Oder anders gesagt: -1 mal -1 ergibt 1 (und nicht -1). Wenn ich eine Zahl mit sich selbst multipliziere, egal ob sie positiv oder negativ ist, ist das Ergebnis immer positiv. Eine Gleichung wie x² = -1 hat also keine Lösung - es sei denn man definiert eine neue Klasse an Zahlen. Genau das hat man mit den imaginären Zahlen getan. Im Fall der überlichtschnellen Teilchen errechnet sich aus der Relativitätstheorie eine Ruhemasse, deren Quadrat negativ ist - man kann die Ruhemasse also nur mit Hilfe imaginärer Zahlen beschreiben.

Rein mathematisch ist das ok. Aber physikalisch ist das schwierig. Es gibt für die imaginären Zahlen keine Entsprechung in der Realität; im Fall der Masse ist das wie mit den negativen Zahlen. Ein Objekt kann, vereinfacht gesagt, eine Masse von 5 Kilogramm haben. Aber es gibt nichts, was -5 Kilogramm schwer ist. Und es gibt auch nichts, was eine imaginäre Zahl an Kilogramm schwer ist. Aber das ist kein wirkliches Problem, haben Bilaniuk und seine Kollegen gesagt: Die Ruhemasse haben die überlichtschnellen Teilchen sowieso nie, weil sie sich ja dauernd so schnell bewegen. Und die Energie solcher Teilchen kann dann trotzdem ganz normale Werte annehmen. Obwohl "normal" hier vielleicht auch nicht das richtige Wort ist. Solche Teilchen würden sich sehr anders verhalten, als wir es gewöhnt sind. Je mehr Energie man in sie steckt, desto langsamer werden sie nämlich. Und man bräuchte unendlich viel Energie, um sie bis auf Lichtgeschwindigkeit abzubremsen, so wie bei den normalen Teilchen, nur andersrum.

Und bevor ich jetzt noch ein paar mal "diese Teilchen" sage, verwende ich jetzt den Namen, der sich in der Wissenschaft eingebürgert hat: Tachyonen. Der Begriff stammt vom amerikanischen Physiker Gerald Feinberg, der ihn in einer Arbeit aus dem Jahr 1967 eingeführt hat. Teilchen die schneller als Licht sind, sind "Tachyonen", frei übersetzt "schnelle Teilchen". Die, die sich langsamer als Licht bewegen, heißen "Tardyonen", vom lateinischen Wort "tardus", für "langsam" und die, die sich immer mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, hat er "Luxonen" genannt. Und er hat sich auch die Eigenschaften der hypothetischen Tachyonen angeschaut. Das Problem ist nicht nur die Sache mit der imaginären Masse, auch die Kausalität könnte Probleme schaffen. Wir wissen ja - auch dank Einstein - dass die Zeit ebenso flexibel ist wie die Masse. Wie schnell die Zeit vergeht, hängt von der Geschwindigkeit ab, mit der man sich in Bezug auf einen anderen Beobachter bewegt. Aber es ist trotzdem immer noch so, dass jede Ursache eine Wirkung hat; die zeitliche Reihenfolge von Ereignissen ist klar definiert. Ich erspare euch jetzt die ganzen Details, aber bei Tachyonen ist es nicht mehr ganz so eindeutig. Hier hängt die zeitliche Reihenfolge vom Bezugssystem ab; Ursache und Wirkung lassen sich nicht mehr eindeutig definieren. Und das führt, wie auch schon Einstein festgestellt hatte, dass man mit Tachyonen unter anderem Nachrichten in die Vergangenheit könnte.

Aber so einfach ist es dann doch nicht. Feinberg hat sich das angesehen und festgestellt, dass man mit Tachyonen eher keine vernünftigen Signale verschicken könnte. Man könnte ein potentielles Signal aus der Zukunft nicht von zufälligen Emissionen unterscheiden. Tachyonen sind aber auch anderweitig seltsam: Man kann auch schwer beschreiben, wie viele davon irgendwo sind. Wenn zum Beispiel ein Beobachter ein Stück Weltall anschaut und darin keine Tachyonen sieht, kann ein andere Beobachter mit einem anderen Bezugssystem und anderer Geschwindigkeit darin jede Menge Tachyonen entdecken. Und apropos entdecken: Diese ganzen theoretischen Überlegungen sind spannend, aber wenn es Tachyonen geben sollte: Könnte man das nachweisen?

Im Prinzip ja. Aber erst, wenn sie schon wieder weg sind. Wenn ein Tachyon an uns vorbei fliegt, ist es schneller als sein Bild. Das ist wie beim Überschall, wo zuerst zum Beispiel das Flugzeug kommt und die Geräusche die erst verursacht, erst danach bei uns ankommen. Beim Tachyon ist es genau so, nur das wir das Ding eben erst sehen, wenn es schon vorbei ist. Dann sehen wir es dafür doppelt, einmal in die Richtung in die es fliegt und einmal in der Richtung, aus der es kommt. Bis jetzt hat man so etwas aber nicht entdeckt. Es gab zwar im Jahr 2011 tatsächlich Hinweise, dass Neutrinos sich schneller als Licht bewegt haben. Aber das hat sich am Ende doch nur als Fehler im Experimentaufbau herausgestellt.

Wenn wir uns die Sache mit den Tachyonen physikalisch nüchtern ansehen, dann steht es eher schlecht um ihre Existenz. Tachyonen müssen zwar nicht direkt dem widersprechen, was wir dank Relativitätstheorie und Quantenmechanik wissen. Man könnte sie da irgendwie einbauen - das haben Gerald Feinberg, Oleksa Bilaniuk und seine Kollegen gezeigt. Aber es gibt auch einerseits keinen Grund, von ihrer Existenz auszugehen und bis jetzt keinerlei Beobachtungen, die so etwas nahelegen. Und andererseits würde man sich mit ihnen viel Ärger einhandeln, und müsste jede Menge Paradoxa auflösen. Und wir haben bis jetzt auch nicht mal den Ansatz einer Ahnung, warum es Tachyonen geben sollte. Keine Theorie, keine Hypothese verlangt, dass solche Teilchen existieren.

Die moderne Wissenschaft beschäftigt sich trotzdem noch mit dem Thema, denn man weiß ja nie, was man für spannende Sachen rausfinden kann, auch wenn man etwas untersucht, was nicht existieren kann. Und wir wissen ja längst noch nicht alles; das Universum hat mit Sicherheit noch die eine oder andere Überraschung für uns parat.

Wo die Tachyonen dagegen immer noch und immer weiter sehr populär sind, ist die Esoterik. Aber, weil es ja die Esoterik ist, haben die Leute dort eher wenig Ahnung von Wissenschaft. Wenn dort von irgendwelchen Produkten mit "Tachyon-Energie" oder "Tachyonen-Behandlungen" die Rede ist, dann ist da immer eher irgendeine nebulöse, nicht näher definierte Art von "kosmischer Energie" gemeint. Mit Relativitätstheorie, Quantenmechanik und Mathematik beschäftigt man sich dort wenig. Da empfehle ich dann doch lieber die Science-Fiction, die sich natürlich auch mit den Tachyonen beschäftigt hat. Zum Beispiel das Buch "The Quincunx of Time", auf deutsch "Der Zeitagent" von James Blish. Das ist genau die Geschichte, die Gerald Feinberg zu seiner Arbeit mit den Tachyonen inspiriert hat. Das Buch ist 1973 erschienen; 5 Jahre nach Feinbergs Arbeit. Dafür ist aber kein Tachyonentelefon verantwortlich, dass Nachrichten in die Vergangenheit schickt (darum geht es übrigens im Buch). Aber Blish hat dieses Thema schon 1954 in einer Kurzgeschichte verarbeitet und erst in den 1970er Jahren ein Buch daraus gemacht und es war die Kurzgeschichte, die Feinberg inspiriert hat. Manchmal sind Erklärungen eben auch einfach unspektakulär…

Sternengeschichten Folge 718: Bielas Komet

"Die Welt steht auf kein' Fall mehr lang". So lautet der Refrain des berühmten "Kometenlieds", das der österreichische Autor Johann Nestroy als Teil seines Theaterstücks "Der böse Geist Lumpacivagabundus" geschrieben hat. Es geht darin um den Verfall der Welt, die Dummheit der Menschen und den deswegen nahenden Weltuntergang. Und untergehen wird die Welt durch den Einschlag eines Kometen. Dass Kometen als Unheilbringer und böse Omen angesehen werden, ist allerdings nicht neu. Das haben die Menschen schon in der Antike geglaubt; es wäre also nicht überraschend, wenn Nestroy sich für sein Lied an diesem Motiv bedient hätte. Im Fall des Kometenliedes gibt es aber einen realen Himmelskörper als Inspiration: 3D/Biela beziehunsweise Bielas Komet.

Dieser Himmelskörper wurde das erste Mal im Jahr 1772 beschrieben. Es ist davon auszugehen, dass er auch früher schon immer wieder mal am Himmel der Erde zu sehen war; aber wenn es entsprechende Beobachtungen gibt, dann lassen sie sich heute nicht mehr zweifelsfrei dem Objekt zuordnen, dass wir heute "Bielas Komet" nennen. Am 8. März 1772 aber hat der französische Astronom Jacques Laibats-Montaigne in Limoges einen bis dahin unbekannt Kometen entdeckt und konnte diese Entdeckung bei Beobachtungen in der nächsten Nacht bestätigen. Die Daten waren aber nicht gut genug, um daraus eine wirklich vernünftige Umlaufbahn zu berechnen und im April war der Komet nicht mehr zu sehen. Das nächste Mal hat er sich dann erst 1805 gezeigt. Es war wieder ein Franzose, der ihn zuerst gesehen hat: Jean-Louis Pons aus Marseille hat am 10. November 1805 einen Kometen beobachten und diverse andere Astronomen konnten ihn ebenfalls sehen. Er war so hell, dass er auch ohne Teleskop sichtbar war und auf der ganzen Welt konnte man ihn bis Dezember beobachten. Bei der Durchsicht der gesammelten Daten ist dem deutsche Astronom Heinrich Wilhelm Olbers aufgefallen, dass die Bahn der des Kometen aus dem Jahr 1772 ziemlich ähnlich sieht und es sich vielleicht um das selbe Objekt handelt. Aber es gab immer noch zu wenig Daten, um zweifelsfrei eine Umlaufbahn zu berechnen.

Dann kam das Jahr 1826 und der deutsch-österreichische Astronom Wilhelm von Biela. Biela stammt aus einem thüringischen Adelsgeschlecht, wurde aber Offizier im österreichischen Heer. Er nahm unter anderem an der Völkerschlacht von Leipzig teil, aber neben seiner militärischen Tätigkeit interessierte er sich auch für Astronom und führte immer wieder entsprechende Beobachtungen durch. Und dabei entdeckte er am 27. Februar 1826 den typischen Nebelfleck eines Kometen am Himmel. Mit seinen Beobachtungsdaten und denen anderer Astronomen war Biela in der Lage, eine Umlaufbahn zu berechnen und er stellte fest, dass sie sehr ähnlich der Bahnen war, die die Kometen aus den Jahren 1772 und 1805 hatten. So ähnlich, dass es sich um dasselbe Objekt handeln musste. Biela berechnete, dass es sich um ein Objekt handeln muss, dass auf einer Umlaufbahn von circa 6,5 Jahren um die Sonne kreist. Und mittlerweile waren die Daten so gut, dass auch andere seine Berechnungen bestätigen konnten. Man konnte jetzt also einerseits berechnen, wann dieser Komet wieder am Himmel der Erde auftauchen wird. Und andererseits nannte man das Objekt jetzt "Bielas Komet", zu Ehren des Mannes, der seine Bahn erstmals genau bestimmen konnte.

Und auf dieser Bahn sollte der Komet 1832 wieder zu sehen sein, frühestens im September. Und tatsächlich konnte der englische Astronom John Herschel den Kometen am 24. September in seinem Teleskop sehen. Bei seinem nächsten Besuch im Jahr 1839 waren die Bedingungen ungünstig für eine Beobachtung, aber 1846 klappte es wieder. Da wurde der Komet auch vom amerikanischen Marineoffizier Matthew Maury beobachtet. Er ist heute zwar vor allem als Meeresforscher bekannt für seine Erstellung von Wind- und Strömungskarten, der auch als erster die Rolle des Golfstroms für das Klima in Europa beschrieben hat. Aber wenn man die ganze Zeit auf dem Meer die Welt beobachtet, dann fällt einem natürlich auch ein Komet ins Auge. Und Maury stellt fest, dass es sich bei Bielas Komet offensichtlich um zwei Objekte handelt. Das Phänomen des "Doppelkometen" wurde auch von anderen Astronomen festgestellt. Anscheinend war der Komet seit den letzten Beobachtungen auseinandergebrochen. Heute wissen wir, dass so etwas durchaus immer wieder passiert - aber damals war Bielas Komet das erste Objekt, bei dem man so etwas beobachten konnte. Beim nächsten Vorbeiflug 1852 war die Trennung in zwei große Stücke deutlich zu sehen. Die beiden Komponenten haben klar erkennbar getrennt am Himmel geleuchtet; zwischen ihnen war ein Winkelabstand von einem Grad oder anders gesagt: doppelt so viel Platz, wie der Vollmond am Himmel einnimmt. Das nächste Mal hätte Bielas Komet im Jahr 1859 kommen sollen und danach im Jahr 1866. Aber diesmal war nichts zu sehen. Ebensowenig wie im Jahr 1872 oder im Jahr 1885. Der Komet war verschwunden.

Heute haben wir ein besseres Bild von den Vorgängen. Vermutlich hat das erste große Zerbrechen irgendwann zwischen 1842 und 1843 stattgefunden, als der Komet den sonnenfernsten Punkt seiner Umlaufbahn erreicht hat. Er war circa 6 astronomische Einheiten weit weg, also das sechsfache der Distanz zwischen Erde und Sonne und damit noch ein Stück hinter der Umlaufbahn des Jupiters. Warum das passiert ist, lässt sich nicht eindeutig sagen. Kometen sind ja keine massiven Felsbrocken, sondern Ansammlungen aus mehr oder weniger großen Gesteinsstücken, durchmischt mit Eis und Staub. Jedesmal wenn sich ein Komet auf seiner Bahn der Sonne nähert, wird ein Teil des Eises gasförmig, strömt ins All und reisst dabei Staub und Gestein von der Oberfläche mit sich. Und wenn das zu oft passiert, kann es sein, dass der ganze Komet den Zusammenhalt verliert und zerbricht. Es kann genauso gut auch sein, dass er irgendwo im All mit Trümmern von anderern auseinanderbrechen Kometen in Kontakt gekommen ist, die den Vorgang ausgelöst oder beschleunigt haben. Fest steht nur: Mittlerweile ist er weg. Wir können höchstens noch und mit ein bisschen Glück ein paar Bruchstücke von ihm sehen. So wie viele andere Kometen hat auch Bielas Komet eine Spur aus Staub entlang seiner Bahn hinterlassen. Und wenn die Erde diese Spur kreuzt, sehen wir mehr Sternschnuppen als sonst, weil die ganzen Staubteilchen bei ihrer Kollision mit dem Planeten die Atmosphäre zum Leuchten bringen. Über diese "Meteorströme" habe ich ja schon in einigen Folgen berichtet und im 19. Jahrhundert konnte man zwischen September und Dezember die "Andromediden" beobachten, also ein verstärktes Auftreten von Sternschnuppen, die aus Richtung des Sternbilds Andromeda zu kommen scheinen. Die meisten davon erreichen uns Mitte November und das waren teilweise wirklich viele. 1872 konnte man zum Beispiel teilweise mehrere Sternschnuppen gleichzeitig sehen, die über den Himmel sausen und 1885 waren es bis zu 300 Sternschnuppen pro Minute. Danach aber waren auch die Andromediden kaum noch zu sehen. Ein paar lassen sich ab und zu immer noch blicken, aber sie fallen kaum weiter auf. So wie der Komet selbst ist auch der von ihm ausgelöste Sternschnuppenschauer mittlerweile verblasst.

Deutlicher sind die Spuren, die Bielas Komet in der Literatur hinterlassen hat. Gehen wir noch einmal kurz zurück ins Jahr 1832. Das war das Jahr, für das die Rückkehr des Kometen dank Bielas Berechnungen das erste Mal gut vorhergesagt werden konnte. Damals waren überhaupt nur drei andere solcher periodischer Kometen bekannt, also Kometen, bei denen man wusste, dass sie einer regelmäßigen Bahn um die Sonne folgen. Einer davon war der Enckesche Komet der ebenfalls für 1832 erwartet wurde. Und der berühmte Halleysche Komet sollte 1835 an der Erde vorbeifliegen. Es war also kein Wunder, dass man damals einerseits viel über Kometen gesprochen hat und das andererseits die "Kometenfurcht" ausgebrochen ist, also die Angst der Menschen vor dem Unheil, dass ein Komet angeblich bringen soll beziehungsweise vor einer Kollision der Erde mit dem Kometen. Man wusste dank Bielas Berechnungen, dass sein Komet die Umlaufbahn der Erde tatsächlich kreuzt - bzw. fast. Aber man wusste auch, dass die Erde zu diesem Zeitpunkt ganz woanders auf ihrer Bahn sein wird und keine Gefahr besteht. Oder besser gesagt: Die Astronomie wusste das, den Medien war das aber egal und man hat fröhlich über Gefahren spekuliert oder gleich den Weltuntergang prophezeit. Es gab Leute, die Sintfluten vorhergesagt haben oder den Ausbruch der Cholera. Natürlich hat Johann Nestroy das alles mitbekommen und in seinem "Kometenlied" verarbeitet, dass 1833 in Wien uraufgeführt wurde. Ich erspare es den Hörerinnen und Hörern, dieses Lied hier vorzutragen. Möchte euch aber dennoch nicht die wunderbare Einleitung dazu vorenthalten, die der Schuster Knierim im Theaterstück erzählt. Er ist der einzige, der fest daran glaubt, dass der Komet die Welt zerstören wird und hat dafür gute Argumente:

"Die [Peppi] glaubt nicht an den Kometen, die wird Augen machen. – Ich hab die Sach schon lang heraus. Das Astralfeuer des Sonnenzirkels ist in der goldenen Zahl des Urions von dem Sternbild des Planetensystems in das Universum der Parallaxe mittelst des Fixstern-Quadranten in die Ellipse der Ekliptik gerathen; folglich muß durch die Diagonale der Approximation der perpendikulären Cirkeln der nächste Komet die Welt zusammenstoßen. Diese Berechnung ist so klar wie Schuhwix. Freilich hat nicht Jeder die Wissenschaft so im klein Finger als wie ich; aber auch der minder Gebildete kann alle Tag Sachen genug bemerken, welche deutlich beweisen, daß die Welt nicht lang mehr steht. Kurzum, oben und unten sieht man, es geht rein aufn Untergang los."

Sternengeschichten Folge 717: Lunar Laser Ranging

"Professor Dicke, würden Sie bitte prüfen, ob das irgendeinen Sinn ergibt?". Diesen Satz hat James Faller im Jahr 1962 in die Ecke einer kurzen Notiz geschrieben, die er seinem Chef, dem Physiker Robert Dicke zeigen wollte. Der Text von Faller trug den Titel "A Proposed Lunar Package (A Corner Reflector on the Moon)" und darin wird ein wissenschaftliches Experiment beschrieben, dass auf dem Mond durchgeführt werden könnte. Faller hat sich einen Reflektor vorgestellt, der auf der Mondoberfläche platziert wird und der von der Erde aus mit einem Laserstrahl angepeilt werden kann. Wenn das Laserlicht davon wieder zurück auf die Erde reflektiert wird, lässt sich aus der Laufzeit des Strahls die Distanz zwischen Erde und Mond messen. Robert Dicke schickte die Notiz von Faller mit der Anmerkung "Vielleicht können wir darüber mal diskutieren" zurück und offensichtlich haben sie das auch gemacht, denn als sieben Jahre später Neil Armstrong und Buzz Aldrin als erste Menschen auf dem Mond gelandet sind, hatten sie genau so ein Lunar Laser Ranging Experiment mit Gepäck.

Aber was soll es eigentlich bringen, Laserstrahlen zwischen Mond und Erde hin und her zu schicken? Mehr als man glauben würde, wie wir im Verlauf dieser Folge noch erfahren werden. Die Geschichte des "Lunar Laser Rangings", wie diese Art der Experimente offiziell heißt, hat aber nicht mit James Faller begonnen, sondern ein kleines bisschen davor. Am 9., 10. und 11. Mai 1962 haben der amerikanische Ingenieur Louis Smullin und der italienische Physiker Giorgio Fiocco, die damals beide am Massachusetts Institute of Technology, dem MIT, gearbeitet haben, ebenfalls probiert, Laserechos vom Mond zu erhalten. Die Ergebnisse haben sie kurz danach unter dem Titel "Optische Echos vom Mond" veröffentlicht, darin aber eigentlich nur festgestellt, dass es prinzipiell möglich ist, Laserstrahlen von der Erde aus in Richtung Mond zu schicken und die von der Mondoberfläche reflektierten Strahlen wieder zu registrieren. Wenn man damit aber wissenschaftlich sinnvolle Arbeit machen will, braucht es das, was James Faller sich überlegt hat: Reflektoren auf dem Mond.

So ein Laserreflektor besteht üblicherweise aus Tripelprismen, also Bauteilen aus Glas, die auftrefendes Licht wieder in die Richtung zurückschicken, aus der es gekommen ist. Wir kennen das alle aus dem Alltag, zum Beispiel von den "Katzenaugen", die wir an unsere Fahrräder montieren um besser sichtbar zu sein. Für Experimente auf dem Mond kann man aber nicht einfach ein paar Katzenaugen aus Plastik ins All schicken. Die Reflektoren, die 1969 mit der Apollo-Mission zum Mond geflogen sind, bestanden aus einigen hundert solcher Tripelprismen, die jeweils 4 Zentimeter im Durchmesser hatten. Sie bestanden aus einem speziellen Quarzglas, das besonders stabil gegenüber dem Einfluss der kosmischen Strahlung ist. Normale Materialien würden durch diese hochenergetische Strahlung sehr schnell so zerstört werden, dass sie nicht mehr sinnvoll reflektieren können. Das Glas entwickelt und die Prismen gebaut hat übrigens eine deutsche Firma: Heraeus aus Hanau. Und als Neil Armstrong und Buzz Aldrin am 21. Juli 1969 am Mond gelandet waren, gehörte zu ihren ersten Aufgaben dort auch die Installation des Laser-Reflektors. Zwei weitere sind mit Apollo 14 und Apollo 15 zum Mond geflogen und auch die sowjetischen Mondrover Lunokhod 1 und Lunokhod 2, die 1970 und 1973 auf dem Mond gelandet sind, waren mit kleinen Reflektoren ausgestattet.

Aber was stellt man nun mit diesen Dingern an und vor allem wie stellt man es an? Das Prinzip ist einfach: Man schickt einen Laserstrahl von der Erde ins All, der genau auf einen der Laserreflektoren gerichtet ist. Dort wird er reflektiert und mit einem passenden Teleskop wird der zurückkehrende Strahl registriert. Man misst die Zeit, die dieses Hin und Her gedauert hat und daraus lassen sich jede Menge spannende wissenschaftliche Daten ableiten. In der Praxis ist das alles aber sehr viel schwerer. Gleich der erste Versuch, direkt nach der Landung von Armstrong und Aldrin am 21. Juli 1969, ist fehlgeschlagen, weil der Astronom Joseph Miller und seine Kollegen von der Lick-Sternwarte in den USA den Laserstrahl auf die falsche Stelle gerichtet haben. Aber kurz danach, schon am 1. August 1969, waren sie erfolgreich. Und das war eine durchaus beeindruckende Leistung! Wir dürfen uns die Laserstrahlen nicht so vorstellen, wie die, wir zum Beispiel von den Laserpointern im Alltag kennen. Beziehungsweise schon, denn es sind ja in beiden Fällen Laserstrahlen. Aber mit einem Laserpointer zeigen wir auf Objekte, die vielleicht ein paar Meter entfernt sind. Der Mond ist aber gut 400.000 Kilomter weit weg und das ist etwas ganz anderes. Ein typischer Laserstrahl, der bei den Lunar Ranging Experimenten verwendet wird, ist kein eng fokusierter Strahl mehr, wenn er auf dem Mond auftrifft! Selbst der beste Laser lässt sich nicht unendlich weit fokusieren, der Strahl läuft irgendwann auseinander und um so weiter, je weiter er sich bewegt. Oder anders gesagt: Der Laserstrahl, der von der Erde aus auf den Weg geschickt wird, hat beim Eintreffen auf dem Mond einen Durchmesser von circa 6,5 Kilometern. Das ist sehr viel, aber dann auch wieder nicht. 6,5 Kilometer auf 400.000 Kilometer Entfernung ist eigentlich nichts, besonders dann, wenn man damit einen ganz bestimmten Punkt der Mondoberfläche treffen will. Das ist ungefähr so, als wolle man mit einem Gewehr eine 1-Cent-Münze treffen, die 3 Kilometer weit weg ist. Es ist also gar nicht so schlecht, wenn der Laserstrahl sich ein wenig aufweitet, denn das erhöht die Chance, den Reflektor zu treffen. Aber natürlich verliert man dadurch auch ein wenig Helligkeit. Oder besser sehr gesagt: Sehr viel Helligkeit. Ein typischer Laserpuls, den man für die Lunar Ranging Experimente verwendet besteht aus ein paar hundert Billiarden Photonen. Die meisten davon landen irgendwo, aber nicht auf der Oberfläche des Reflektors. Die, die dort wieder zurück zur Erde geschickt werden, kommen aber natürlich auch nicht fokusiert an. Von den Billiarden Photonen werden am Ende nur ein paar von den Teleskopen auf der Erde detektiert. Und "ein paar" heißt hier wirklich: Eine einstellige Zahl, irgendwas zwischen einem und fünf Photonen.

Man kann also nicht einfach mit einem Laser auf den Mond schießen und sieht dann dort den Reflektor aufleuchten. Es ist eine komplexe Aufgabe, die wenigen Photonen zu registrieren, die wieder zurück kommen. Beziehungsweise: Sie zu identifizieren. Wüsste man nicht vorher schon, wann sie wieder ankommen müssen und vor allem um welche Art von Licht es sich handelt, hätte man keine Chance. Auch deswegen ist es wichtig, diese Experimente mit Laserlicht zu machen: Alle Photonen, die der Laser aussendet haben exakt die selbe Energie und das gilt auch für die, die wieder zurückkommen. Oder anders gesagt: Das Licht des Lasers ist einfarbig und man muss nur nach Photonen mit genau dieser Farbe suchen. Einfach ist das alles immer noch nicht, man muss auch berücksichtigen, dass der Laser sich durch die Atmosphäre der Erde bewegt, dass der Mond sich bewegt, und so weiter. Aber mittlerweile sind wir sehr gut darin geworden, diese Experimente durchzuführen. Wir können die Reflektoren am Mond anpeilen und genau registrieren, wann und wie viel Licht zurück kommt. Mit sehr viel Mathematik und Statistik kann man diese Daten dann sinnvoll auswerten und das erste und direkteste Ergebnis ist die Distanz zwischen Erde und Mond. Wir wissen, wie schnell sich das Licht bewegt, und wenn wir wissen, wie lange es zum Mond und wieder zurück braucht, können wir bestimmen, wie weit der Mond weg ist. Und zwar sehr, sehr genau, bis auf den Millimeter. Das wiederum macht viele andere wissenschaftliche Messungen möglich. Ich habe in den vergangenen Folgen der Sternengeschichten immer wieder mal über das Phänomen der Gezeitenreibung gesprochen. Kurz gesagt: Der Mond übt Gezeiten auf die Erde aus; die Erde aber auch genau so auf den Mond. Das hat - ohne jetzt die Details zu wiederholen - zur Folge, dass sich die Erdrotation im Laufe der Zeit abbremst und das wiederrum führt dazu, dass der Mond sich im Laufe der Zeit von der Erde entfernt. Dank des Lunar-Rangings können wir das auch exakt messen: Der Abstand zwischen Erde und Mond vergrößert sich pro Jahr um 3,8 Zentimeter.

Das ist aber erst der Anfang! Wenn man über Jahre und Jahrzehnte immer wieder den Abstand zwischen Erde und Mond bestimmt, dann kann man natürlich auch sehr, sehr exakt bestimmen, auf welcher Bahn er sich bewegt; wie er sich um seine Achse dreht, und so weiter. Und mit diesen Daten lässt sich sehr viel anfangen. Die beobachtete Bewegung des Mondes stimmt zum Beispiel exakt mit dem überein, was aus Einsteins Relativitätstheorie folgt. Oder andersherum: Wenn wir mit noch präziseren Messungen noch bessere Daten bekommen, dann könnten die vielleicht Abweichungen zeigen und uns Hinweise darauf geben, wie eine Gravitationstheorie aussehen muss, die über Einstein hinaus geht. Aus der Rotation und der Bewegung des Mondes können wir aber auch Rückschlüsse über sein Inneres ziehen und da zeigen uns die Daten, dass der Kern des Mondes flüssig sein muss. Und so weiter: Die Lunar-Laser-Ranging-Experimente sagen uns nicht einfach nur, wie weit der Mond entfernt ist, sondern helfen uns dabei, das Verhalten des ganzen Himmelskörpers zu verstehen. Wir lernen dabei etwas über die Grundlagen der Physik und sogar über unsere eigene Erde. Denn wir können die Daten der Experimente auch nutzen, um die Position der Bodenstationen sehr exakt zu bestimmen. Und im Laufe der Zeit die Veränderung dieser Koordinaten, das heißt, den Einfluss der Bewegung der Kontinentalplatten auf der Erde, geologische Prozesse, die den Boden heben oder senken, und so weiter.

Wir können die Frage, die James Faller 1962 an seinen Professor gestellt hat, also heute klar und deutlich beantworten: Ja, das ergibt definitiv sehr viel Sinn!