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.

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 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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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.

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.