Den Stern Gamma Cassiopeiae kann man schwer übersehen. Das Sternbild Kassiopeia ist für Mitteleuropa zirkumpolar, das heißt, es ist das ganze Jahr über in der Nacht am Himmel zu sehen. Durch die markante Form ist es auch leicht zu erkennen, und es trägt nicht umsonst den Namen "Himmels-W". Und der Stern, der genau die mittlere Spitze des "W" bildet, ist Gamma Cassiopeiae. Und ich werde mich ab jetzt darauf beschränken, den Stern "Gamma Cas" zu nennen, denn es soll ja um das Rätsel gehen, dass dieser Stern uns in der Vergangenheit aufgegeben hat und nicht um seinen Namen. Obwohl es darüber tatsächlich auch einiges zu erzählen gibt: Gerade weil der Stern so gut zu finden und zu erkennen ist, wurde und wir er gerne für die Navigation und die Orientierung verwendet. Auch in moderner Zeit, zum Beispiel von den frühen NASA-Astronauten. Einer davon war Gus Grissom, der zweite Amerikaner und dritte Mensch überhaupt im All, der tragischerweise beim Test des Apollo-1-Raumschiffs 1967 ums Leben gekommen ist. Mit vollem Namen heißt er Virgil Ivan Grissom und weil er Gamma Cas bei seinem Training und den Raumflügen immer wieder zur Orientierung verwedent hat, hat er den Stern im Scherz "Navi" genannt - also "Ivan" rückwärts gelesen. Grissom hat auch ein paar andere Sterne seiner Navigationskarte auf diese Weise umbenannt und mit rückwärts geschriebenen Namen von Kollegen versehen. Aber wie gesagt: Es soll nicht um die Namen gehen, sondern um den Stern selbst.

Aus astronomischer Sicht ist er das erste Mal 1866 auffällig geworden. Am 23. August dieses Jahres hat der italienische Astronom Angelo Secchi eine kurze Nachricht an den Herausgeber der Fachzeitschrift "Astronomische Nachrichten" geschickt. Darin schreibt er unter anderem "Für den Augenblick kann ich nicht umhin, Sie auf eine merkwürdige Besonderheit des Sterns γ Cassiopeiae aufmerksam zu machen, die bisher einzigartig ist. Diese Besonderheit besteht darin, dass, während die große Mehrheit der weißen Sterne eine sehr klare und breite f-Linie zeigt — wie α Lyrae, Sirius usw. — γ Cassiopeiae an deren Stelle eine sehr schöne helle Linie besitzt, die viel glänzender ist als der gesamte übrige Teil des Spektrums."

Damit ist natürlich nicht gemeint, dass da irgendwelche Linien um den Stern verlaufen. Secchi hat ein Spektroskop getestet, er hat das Licht des Sterns also auf ein optisches Gerät fallen lassen, um es in seine Bestandteile aufzuspalten. Ich habe darüber in den Sternengeschichten schon sehr oft gesprochen: Das Licht der Sterne ist aus allen möglichen Farben zusammengesetzt und mit den richtigen Geräten kann man diese Mischung wieder in den bunten Regenbogen aller Farben aufspalten. Und wenn man dann noch genauer hinsieht, erkennt man dunkle Linien im Regenbogen, die Spektrallinien. Sie entstehen, sehr kurz gesagt, weil das Licht auf dem Weg aus dem Inneren eines Sterns dessen Gasschichten durchquert und die Atome des Gases bestimmte Teile des Lichts quasi blockieren. Von diesen Farben gelangt weniger ins All als von den anderen und am Ende sieht man die dunklen Linien. Das wusste man damals schon; Secchi hat aber das Gegenteil beobachtet. Dort wo andere Sterne dunkle Linien zeigen, hat Gamma Cas eine helle Linie. Nicht weniger Licht gelangt ins All, sondern mehr!

Das, was Secchi da beobachtet hat, war ein Stern mit Emissionslinien. Sie sind, im Gegensatz zu den Absorptionslinien nicht dunkel, sondern leuchten heller als der Rest des Regenbogens. Emissions- und Absorptionslinien entstehen auf die selbe Art und Weise und es wäre eine eigene Folge der Sternengeschichten wert, den Prozess im Detail zu erklären. Aber ich halte es kurz: Atome können angeregt werden, zum Beispiel durch die Strahlung eines Sterns und diese Energie der Anregung geben sie dann wieder ab, bei einer ganz bestimmten Lichtwellenlänge, also Farbe. Dann kommt es darauf an, ob man Licht untersucht, das von heißem Material stammt und sich durch kühleres Gas bewegt oder nicht. Den ersten Fall haben wir bei einem normalen Stern: Im Kern ist es heiß, dort strahlt Energie ab und dieses Licht bewegt sich dann durch die kühleren äußeren Schichten. Dort werden die Atome angeregt, durch Licht mit einer ganz bestimmten Farbe, und sie geben das Licht dieser Farbe dann auch wieder ab, aber das wird in alle Richtungen gestreut und am Ende fehlt ein bisschen was davon. Es kann aber auch sein, dass man ein heißes Gas hat, das aber vergleichsweise dünn ist. Wenn das dann durch Strahlung von irgendwo angeregt wird, geben die Atome dort wieder ihr charakteristisches Licht ab, aber weil drumherum eben nur das dünne Gas ist, wird dieses Licht dann nicht so stark gestreut. Anders gesagt: Eine helle Quelle von Licht die von kühleren Gas umgeben ist, erzeugt dunkle Linien. Ein heißes, dünnes Gas alleine erzeugt helle Emissionslinien, wenn es irgendwie angeregt wird. Aber Gamma Cas ist ja definitiv kein heißes dünnes Gas, sondern ein Stern. Dort sollte es Absorptionslinien geben, keine Emissionslinien. Was geht da ab?

Gamma Cas ist das, was man eine Be-Stern nennt. So nennt man heiße Sterne, die Emissionslinien zeigen und das erklärt natürlich noch nicht viel. Es sind Sterne, die erstens sehr massereich sind, also circa das 2 bis 20fache der Sonnenmasse. Diese Sterne sind auch deutlich heißer als die Sonne und manche von ihnen können sehr schnell um ihre eigene Achse rotieren. So schnell, dass sie Masse aus ihren äußeren Schichten ins All schleudern, die dann eine Art Ring oder Scheibe um den Stern bildet. Diese Scheibe aus heißem Gas ist es, die die Emissionslinien erzeugt, wenn das Material dort durch die Strahlung des heißen Sterns angeregt wird. Secchi konnte das damals natürlich noch nicht wissen, er hat die Überlagerung von Absorptions- und Emissionslinien gesehen und für ihn sah es so aus, als wäre da nur eine helle Linie.

Heute wissen wir, dass es einige solcher Sterne gibt wie Gamma Cas und wir wissen noch mehr. In den 1970er Jahren haben wir festgestellt, dass Gamma Cas nicht nur Emissionen im normalen Licht zeigt, sondern auch im Röntgenlicht. Jeder Stern leuchtet ein bisschen im hochenergetischen Licht der Röntgenstrahlung, aber Gamma Cas tut das sehr viel stärker, als es Sterne seines Typs normalerweise tun; circa 40 mal mehr als zu erwarten wäre.

Damit ein Objekt Röntgenstrahlung aussenden kann, muss es sehr stark aufgeheizt werden. Um das zu produzieren, was man bei Gamma Cas gemessen hat, bräuchte man ein heißes Gas mit mehr als 100 Millionen Grad. Und wir haben in der Nähe von Gamma Cas ja die Scheibe aus Gas - aber sie auf 100 Millionen Grad aufzuheizen: Das würde auch Gamma Cas nicht hinkriegen. Wenn man sich das Röntgenlicht anschaut, das von Gamma Cas kommt, sieht man auch, dass es nicht konstant leuchtet, sonder immer wieder einerseits kurzfristige Intensitätsausbrüche stattfinden, die ein paar Sekunden bis Minuten dauern und andererseits periodische Schwankungen in der gesamten Helligkeit beobachtbar sind. Womit sich ein weiters Mal die Frage stellt: Was geht da ab?

Es könnte sein, dass es irgendwelche magnetischen Wechselwirkungen zwischen Stern und Gasscheibe gibt. Sowas kennen wir ja auch von der Sonne, wenn da das elektrisch geladene Plasma ihrer äußeren Schichten durch die Gegend wirbelt, kommt es auch immer wieder zu "Kurzschlüssen" bei denen jede Menge Energie freigesetzt wird. Bei einem so großen und heißen Stern wie Gamma Cas könnte es noch wilder sein; da könnten die magnetischen Ströme des Sterns bis zur Scheibe reichen und wenn dann ein "Megakurzschluss" stattfindet, könnte so viel Energie ins Plasma der Scheibe gelangen, dass sie auf die extremen Temperaturen aufgeheizt wird. Oder aber, wir stehen vor einem ähnlichen Problem wie damals Angelo Secchi: Die Röntgenstrahlung kommt nicht nur vom Stern, sondern da ist noch etwas anderes. Zum Beispiel ein Weißer Zwerg oder Neutronenstern, der Gamma Cas umkreist. Wenn dann Material von Gamma Cas oder aus der Scheibe auf diesen Begleiter fällt, kann ebenfalls Röntgenstrahlung erzeugt werden.

Um das Rätsel zu lösen, muss man nicht nur die Röntgenstrahlung an sich messen, sondern sie so genau messen, dass man auch sieht, WO sie herkommt. Also nicht nur grob "aus der Richtung von Gamma Cas". Sondern sehr viel genauer und das ist schwer. Oder besser gesagt: Es war schwer, bis die japanische Weltraumagentur JAXA im Jahr 2023 die X-Ray Imaging and Spectroscopy Mission gestartet hat und ein Weltraumröntgenteleskop mit dem unausprechbaren Namen XRISM ins All geschickt hat. Damit kann man nicht nur die Emissionslinien im Röntgenlicht extrem genau beobachtet, sondern auch sehr genau bestimmen, wo die Quelle dieses Röntgenlichts ist und wie schnell sich die Quelle bewegt. Zwischen 2024 und 2025 hat man Gamma Cas mit XRISM beobachtet und das Ergebnis lautet: Der Ort, von dem die Röntgenstrahlung kommt bewegt sich und er bewegt sich auf einer Umlaufbahn um Gamma Cas herum.

Wir haben jetzt also folgendes Bild: Da ist Gamma Cas, umgeben von einer Scheibe aus heißem Gas, das die Emissionslinien erzeugt, die Angelo Secchi als erster gesehen hat. Stern und Scheibe werden von einem weißen Zwergstern umkreist, dessen Gravitationskraft Material aus der Scheibe anzieht und der deswegen selbst von einer kleinen Scheibe aus Gas umgeben ist, das auf den weißen Zwerg stürzt. Dabei strahlt es Röntgenstrahlung ab, und weil der weiße Zwerg sich bewegt und mal mehr und mal weniger Material anzieht, sehen wir Veränderungen in der Intensität der Röntgenstrahlung.

Im Laufe der Zeit hat man einige Sterne gefunden, die ähnliche Röntgenemissionen zeigen wie Gamma Cas. Die Beobachtungen von XRISM legen nahe, dass auch dort Begleiter die Ursache sein können. Und das ist aus vielen Gründen spannend. Weiße Zwerge sind ja das, was von einem sonnenähnlichen Stern übrig bleibt, wenn dort die Kernfusion zum Erliegen kommt. Gamma Cas muss also früher mal ein normales Doppelsternsystem gewesen sein, und zwar ein enges System, denn nur dann kann es zu der Wechselwirkung zwischen Stern, Scheibe und weißem Zwerg kommen. Solche engen Doppelsterne sind aber genau das, aus dem noch später schwarze Löcher entstehen können. Denn irgendwann sind beide Sterne am Ende ihres Lebens angekommen; und die weißen Zwerge oder Neutronensterne zu denen sie sich entwickeln, umkreisen einander im Laufe der Zeit immer enger. Sie kommen einander immer näher, weil sie Gravitationswellen abgeben und irgendwann kommt es zur Kollision. Beide ehemaligen Sterne verschmelzen und mit einem großen Ausbruch an Gravitationswellen entsteht aus ihnen ein schwarzes Loch. Wir haben solche Ereignisse mit den Gravitationswellendetektoren schon beobachtet, aber nur den letzen Schritt der Verschmelzung. Systeme wie Gamma Cas zeigen uns, wie es davor dort aussieht und was passiert, bevor die Gravitationswellen entstehen, die wir dann irgendwann messen können.

Die Spitze des Himmels-W hat uns einige Rätsel aufgegeben. Und wird dabei helfen, andere Rätsel lösen zu können.

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Folge 6 der Spezial-Serie! Zu Beginn erzähle ich etwas über die Tianwen-2-Mission, die gerade beim Asteroid Kamo'oalewa angekommen ist, einem Quasisatelliten der Erde, um dort Bodenproben zu nehmen. Im "Backstage"-Teil geht es um die Schwierigkeiten, eine Live-Tour zu veranstalten und warum ich nicht überall hinkommen kann, wo ich gerne hinkommen würde. Danach beantworte ich eine Frage über vagabundierende Planeten und am Ende gehts auf in die Sommerferien.

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In dieser Folge der Sternengeschichten geht es um den Himmel. Es geht um die Wolken, die dort ab und zu zu sehen sind und es geht um den Einfluss ferner Sterne und der nahen Sonne auf die Entstehung dieser Wolken. Das klingt erstmal seltsam, denn wie soll das, was fern der Erde irgendwo im All passiert, dafür sorgen können, dass an unserem Himmel Wolken entstehen? Aber bei genauerer Betrachtung ist die Sache gar nicht mehr seltsam, sondern sehr interessant. Und nicht nur das: Es ist auch höchst relevant, denn ob wir viele oder wenige Wolken am Himmel haben, hat Einfluss auf das Klima der Erde. Der Zusammenhang zwischen Wolken und Weltall ist so wichtig, dass am europäischen Kernforschungszentrum CERN sogar ein eigenes Experiment zur Erforschung dieses Phänomens durchgeführt wurde und genau das ist das Thema dieser Folge der Sternengeschichten.

Wir müssen dafür aber ein bisschen früher anfangen, im Jahr 1912 und mit dem österreichischen Physiker Victor Franz Hess, der damals in einem Ballon aufgestiegen ist, um Messungen der elektrischen Leitfähigkeit in der Atmosphäre durchzuführen. Dabei hat er das entdeckt, was wir heute "kosmische Strahlung" nennen und worüber ich in Folge 317 der Sternengeschichten schon einmal ausführlich gesprochen habe. Kurz zusammengefasst handelt es sich dabei um geladene, hochenergetische Teilchen. Vor allem Protonen, aber zu einem kleinen Teil auch aus Alpha-Teilchen, also Atomkernen von Heliumatomen. Elektronen und ein paar andere Atomkerne sind auch in geringen Mengen dabei und die Quelle all dieser Partikel sind vor allem Sterne. Sie leuchten nicht nur, sondern schleudern auch Teilchen aus ihren äußeren Gasschichten hinaus ins All. Dazu kommen andere astrophysikalische Phänomene wie zum Beispiel Supernova-Explosionen, bei denen ebenfalls jede Menge Teilchen durch die Gegend geschleudert werden. Kurz gesagt: Das All ist voll mit geladenen Teilchen, die kreuz und quer durch die Gegend sausen. Für uns hier auf der Erde können wir die kosmische Strahlung in zwei Komponenten teilen. Da sind einerseits die Teilchen, die von unserer Sonne stammen. Und dann gibt es noch die galaktische kosmische Strahlung, also das, was von außerhalb des Sonnensystems zu uns gelangt.

Im Weltall ist die kosmische Strahlung gefährlich und gesundheitschädlich für uns; am Erdboden schützen uns Magnetfeld und Atmosphäre davor. Aber IN der Atmosphäre kann die kosmische Strahlung durchaus Auswirkungen haben. Wenn die hochenergetischen Teilchen auf die Moleküle der Luft treffen, können diese dadurch aufgespalten und ionisiert, also elektrisch geladen werden. Die Details sind komplex und wir kommen später noch darauf zurück. Aber durch die Ionisation können sich in der Luft auch leichter sogenannte Aerosole bilden, also kleinste Partikel, an denen sich Wassertröpfchen anlagern können. Die Aersole sind der Ausgangspunkt der Wolkenbildung und es gibt sie auch ganz ohne kosmische Strahlung. Pollen, Russ, Mikroorganismen, usw: Alles mögliche was in der Luft schwebt, kann die Entstehung von Wolken verursachen. Und eigentlich sollte die kosmische Strahlung da auch nicht weiter groß auffallen: Beziehungsweise nur, wenn sich ihre Intensität verändert, wenn also mal mehr und mal weniger davon auf die Erde kommt. Dann könnten wir, im selben Rhythmus, auch mal mehr und mal weniger Wolken haben. Und es gibt tatsächlich ein Phänomen, dass die Intensität der kosmischen Strahlung auf diese Weise steuern könnte: Die Aktivität der Sonne. Unser Stern ist unterschiedlich aktiv, das heißt die durch die Magnetfelder der Sonne gesteuerte Bewegung der geladenen Teilchen des Sonnenplasmas ist mal mehr und mal weniger turbulent, in einem Rhythmus von circa 11 Jahren. Dadurch ändert sich auch die Menge an Teilchen, die die Sonne ins All hinaus pustet. Es geht jetzt aber nicht um die Teilchen der Sonne selbst, sondern das, was sie mit den Teilchen anstellen, die von außerhalb des Sonnensystems kommen. Der Prozess ist kompliziert, aber im Wesentlichen läuft es so ab: Die galaktische kosmische Strahlung kommt von außen, in das Sonnensystem hinein. Die solare kosmische Strahlung bewegt sich von innen aus dem Sonnensystem hinaus. Wenn die Sonnenaktivität hoch ist, ist die Stärke dieses Teilchenstroms groß. Auch das Magnetfeld der Sonne verändert sich und die "Magnetosphäre", also der Einflussbereich des solaren Magnetfeldes vergrößert sich. Oder anders gesagt: Ist die Sonnenaktivität hoch, kann weniger galaktische kosmische Strahlung von außen ins Sonnensystem kommen. Es kommt weniger davon auf der Erde an und ihr Einfluss auf die Atmosphäre und die Wolkenbildung wird geringer. Oder noch einmal anders gesagt: Die Wolkenbedeckung der Erde könnte durch die periodische Sonnenaktivät und die dadurch verursachte periodische Veränderung der Intensität der galaktischen kosmischen Strahlung verändert werden. Die Konsequenzen sind unter Umständen sogar noch größer: Wenn in Zeiten hoher Sonnenaktivität weniger Wolken in der Atmosphäre entstehen, wird es auf der Erde heißer. Das Zusammenspiel von Sonnenaktivität und galaktischer kosmischer Strahlung könnte also das Klima der Erde beeinflussen.

Genau das war die Hypothese, die 1997 von den dänischen Physikern Eigil Friis-Christensen und Henrik Svensmark veröffentlicht wurde. Ihre Behauptung: Die Erwärmung der Erde, die man auch damals schon registriert hatte, hat nur wenig mit irgendwelchen menschengemachten Treibhausgase zu tun, sondern viel mehr mit der Sonnenaktivität. Ich habe darüber auch schon in Folge 368 der Sternengeschichten gesprochen und wer sich noch daran erinnert wird auch wissen, dass ich damals gesagt habe, dass diese Hypothese sich als falsch herausgestellt hat. Das ist immer noch der Fall, aber es lohnt sich, ein bisschen genauer darauf zu schauen, wie der Weg zu dieser Erkenntnis war. Denn erstmal ist die Hypothese von Svensmark und Friis-Christensen durchaus plausibel. All das, was ich vorhin beschrieben habe, ist tatsächlich so: Kosmische Strahlung kann einen Beitrag zur Wolkenbildung leisten. Unklar war zum damaligen Zeitpunkt aber noch das Ausmaß des Effekts. Svensmark war der Ansicht, dass der Einfluss der kosmischen Strahlung durchaus sehr relevant ist und viele andere sind ihm in dieser Interpretation gefolgt. Jede Menge Forscherinnen und Forscher waren aber auch skeptisch, weil die Datenlage nicht wirklich ausreichend war, um solche weitreichenden Aussagen treffen zu können. Und was macht man in so einem Fall? Seriöserweise forscht man weiter und kümmert sich vor allem um bessere Daten. Beides ist in den Jahren nach 1997 ausführlich passiert. In vielen hunderten wissenschaftlichen Arbeiten hat man sich auf alle möglichen Arten mit der Hypothese auseinandergesetzt. Und der britische Physiker Jasper Kirkby hat sich daran gemacht, ein Experiment zu entwerfen, um die Sache ein für alle mal zu klären. Schon 1998 hat er die Idee zu CLOUD gehabt. Das Wort bedeutet nicht nur "Wolke" auf englisch, sondern ist natürlich auch ein Akronym, wenn auch ein etwas bemühtes. CLOUD steht für "Cosmics Leaving OUtdoor Droplets", was so viel heißt wie "kosmische Strahlung erzeugt draußen Tropfen". Na ja…

Die Idee war aber gut. Kirkby war Physiker am europäischen Kernforschungszentrum CERN und hat sich gedacht: Hochenergetische Protonen und Alpha-Teilchen kriegen wir mit unseren Beschleunigern auch hin! Wir können quasi künstliche kosmische Strahlung produzieren und dann unter kontrollierten Bedingungen ihre Auswirkung auf Wolkenbildung untersuchen. Denn das war ja das Problem mit der Hypothese von Svensmark und Friis-Christensen: Man hat sie aus Beobachtungsdaten der Wolkenbedeckung abgeleitet, aus Messdaten der kosmischen Strahlung und die stammen natürlich alle aus der realen Welt. Und in der realen Atmosphäre geht jede Menge ab; da befinden sich jede Menge Gase, Teilchen, Aerosole, und so weiter und wir können das nicht alles auf einmal im Blick behalten. Viel deutlicher wird das Bild, wenn wir uns eine künstliche Atmosphäre basteln, wo nur das drin ist, was wir auch vorher reinstecken und wenn wir dann mit von uns selbst erzeugter kosmischer Strahlung drauffeuern. Dann haben wir alles unter Kontrolle und können genau schauen, unter welchen Bedingungen die kosmische Strahlung welchen Einfluss hat. Genau das war Kirkbys Idee zu CLOUD und genau das haben er und sein Team in den nächsten Jahren am CERN umgesetzt. 2006 wurde die ersten Tests gestartet, die gezeigt haben, dass die Anlage funktioniert und das macht, was sie machen soll. Und 2011 wurden dann auch die Ergebnisse des ersten echten CLOUD-Experimente publiziert. Bei den Testläufen hatte man vor allem Schwefelsäure untersucht, die in der realen Atmosphäre an der Entstehung von Wolkenbildungskernen beteiligt ist. Man hat aber auch gesehen, dass Schwefelsäure alleine nicht ausreicht, um ein realistisches Bild zu erhalten. Deswegen hat man für die echten Experimente auch noch andere Gase in die Testatmosphäre eingebracht. Zum Beispiel Ammoniak, und wenn man das in den Mengen hinzufügt, die man auch in der realen Atmosphäre findet, wird es spannend. CLOUD hat gezeigt, dass Ammoniak die Nukleationsrate von Schwefelsäure massiv erhöht. Nukleationsrate, das heißt die Rate, mit der sich Schwefelsäureteilchen zu größeren Aerosolen verbinden können. Und "massiv erhöht" heißt: Um das circa hundert bis tausendfache. Ammoniak kann sich an die Schwefelsäure anlagern und so dabei helfen, die Teilchen stabil zu halten, die ansonsten schnell wieder verdampfen würden. Die ersten CLOUD-Daten haben aber auch gezeigt, dass kosmische Strahlung zu einer Erhöhung der Nukleationsrate führt.

2013 hat man dann weitere Ergebnisse publizieren können. Diesmal hat man sich die Rolle von Aminen angesehen. Amine sind organische Moleküle, die zum Beispiel von Pflanzen erzeugt werden und die haben sich als noch effektiver herausgestellt, wenn es darum geht, die Wolkenbildungskerne anwachsen zu lassen und zu stabilisieren. So effektiv, dass der Einfluss der kosmischen Strahlung auf einmal gar nicht mehr so groß ist. Etwas vereinfacht gesagt: Ein sehr geringe Menge an Aminen in der Atmosphäre reicht aus, um quasi alles wegzunukleieren, was da ist - ob dann auch noch kosmische Strahlung ein wenig bei der Aerosolbildung hilft oder nicht, spielt fast keine Rolle mehr. Noch genauer hat man dann 2016 Bescheid gewusst: Da hat man mit CLOUD auch die Variationen der kosmischen Strahlung simuliert, die im Laufe eines Sonnenzyklus zu erwarten sind und festgestellt: Das führt nur zu einer Veränderung der Konzentration an Wolkenkondensationskernen von circa 0,1 Prozent. Spätere CLOUD-Messungen haben das bestätigt: Der Einfluss der galaktischen kosmischen Strahlung auf die Wolkenbildung existiert. Aber er ist viel zu klein, um auch nur irgendwie relevant für das Klima der Erde sein zu können. Gleichzeitig haben andere Forschungsarbeiten unabhängig von CLOUD auf anderen Wegen ebenfalls gezeigt, dass die Hypothese von Svensmark und Friis-Christensen zwar prinzipiell plausibel ist, der Effekt aber vernachlässigbar für das Klima.

Heute gibt es keinen wissenschaftlich seriösen Zweifel mehr daran, dass es die menschengemachten Treibhausgase sind, die das Erdklima erwärmen- und vom wissenschaftlich unseriösen Zweifel will ich gar nicht reden, denn natürlich geistert die Hypothese mit dem Einfluss der Sonnenaktivität auf das Klima immer noch durch die Welt, wird aber nur noch von Leuten vertreten, die entweder keine Ahnung vom Stand des Wissens haben oder ihn aktiv ignorieren um ihre eigenen Ziele durchzusetzen.

Die ganze Geschichte um die kosmische Strahlung und das Klima war aus wissenschaftlicher Sicht ein großer Erfolg. Es gab eine Hypothese, die Wissenschaft hat sich lange und ausführlich damit beschäftigt, und jetzt wissen wir mehr als vorher, auch wenn die Hypothese sich als falsch herausgestellt hat. Und auch CLOUD war ein großer Erfolg. Wir wissen jetzt zum Beispiel, wie wichtig die verschiedensten Spurengase wie Ammoniak oder Amine für die Wolkenbildung sind - und noch viel mehr. CLOUD hat auch untersucht, wie kosmische Strahlung sich zum Beispiel auf die Entstehung gesundheitsschädlicher Gase wie Ozon auswirkt; wir erforschen damit, wie extreme Strahlunsgereignisse wie Supernova-Explosionen unsere Atmosphäre vielleicht in der Vergangenheit beeinflusst haben, und so weiter. Die Wolkenkammer im Teilchenbeschleuniger wird auch in Zukunft noch weitere Erkenntnisse liefern. Und wir werden besser verstehen, wie die fernen Sterne unseren Himmel verändern können.

In dieser Folge der Sternengeschichten geht es hinaus in die große Leere des Universums. Die ist aber nicht völlig leer - auch dort findet man Galaxien, mitten im Nichts. Aber, fragen sich jetzt vielleicht einige, wo sollen Galaxien denn sonst sein, wenn sie nicht mitten im Nichts sind? Der Weltraum ist leer und dort wo er nicht leer ist, befinden sich die Galaxien mit ihren Sternen. Und das ist zwar richtig, aber nicht ganz. In Folge 63 der Sternengeschichten habe ich schon mal über die großräumige Struktur des Universums gesprochen. Die Materie ist nämlich nicht gleichmäßig verteilt und wenn ich "Materie" sage, dann meine ich jetzt nicht einzelne Asteroiden, Planeten oder Sterne. Wir betrachten den Kosmos jetzt auf einer viel größeren Skala. Selbst einzelne Galaxien sind noch zu klein, wir schauen auf die Galaxienhaufen und die Superhaufen, die aus vielen Galaxienhaufen bestehen. Untersucht man, wie die im Weltall verteilt sind, dann zeigt sich ein interessantes Bild. Sie sind nicht gleichmäßig oder zufällig verteilt, sondern bilden eine Struktur, die man das "kosmische Netz" nennt. Die Galaxienhaufen reihen sich zu riesigen, fadenartigen Strukturen auf, den Filamenten. Und diese Filamente umschließen ebenso riesige Leerräume, die Voids. Voids können ein paar hundert Millionen Lichtjahre groß sein und auch die Filamente erreichen eine ähnliche Länge. Aber dieses Bild ist - wie ich zu Beginn gesagt habe - ein wenig vereinfacht. In den Voids ist nicht einfach Nichts. Im Vergleich zu den Filamenten rundherum sind sie zwar mehr oder weniger leer. Aber tatsächlich findet man auch in den Voids Materie, nur eben sehr, sehr viel weniger als in den Filamenten. Es gibt sogar Galaxien, die sich mitten in den Voids befinden und das sind - wenig überraschend - die Void-Galaxien.

Genau die schauen wir uns jetzt an und es wird sich lohnen, sie angesehen zu haben. Aber dazu kommen wir später noch. Nehmen wir zum Beispiel MCG +01-02-015. Mit dieser unspektakulären Bezeichnung ist eine Spiralgalaxie gemeint, die ungefähr 300 Millionen Lichtjahre von uns entfernt ist. Man kann sie - ein ausreichend starkes Teleskop vorausgesetzt - am Himmel dort sehen, wo sich das Sternbild der Fische befindet. Betrachtet man typische astronomische Aufnahmen dieser Galaxie, dann sehen sie auf den ersten Blick nicht weiter außergewöhnlich aus. In der Mitte die große Spiralgalaxie und drumherum jede Menge andere Galaxien. Aber man darf dabei nicht vergessen, dass die astronomischen Bilder uns nur einen zweidimensionalen Eindruck der dreidimensionalen Realität zeigen. Nur weil da ein paar Galaxien nebeneinander zu sehen sind, bedeutet das nicht, dass sie auch tatsächlich nahe beieinander liegen. Das wahre Bild zeigt sich erst, wenn man auch die echten, physischen Abstände der Galaxien bestimmt und dann sieht man, dass MCG +01-02-015 mitten in einer großen Leere liegt. In einem Umkreis von gut 100 Millionen Lichtjahren findet sich keine andere Galaxie. Sie befindet sich mitten in einer Void und wir können froh sein, dass wir selbst einen deutlich weniger isolierten Platz im Universum bewohnen. Unsere nächste große Nachbargalaxie ist die Andromeda, mit einer Distanz von circa 2,5 Millionen Lichtjahren. Und dann sind da noch jede Menge weitere Galaxien, die mit unserer Milchstraße zusammen die Lokale Gruppe bilden. Neben der Lokalen Gruppe gibt es noch weitere Galaxiengruppen in unserer Umgebung. 54 Millionen Lichtjahre von uns entfernt sehen wir zum Beispiel die mehr als 2000 Galaxien, die den Virgo-Galaxienhaufen bilden oder anders gesagt: Die Umgebung der Milchstraße ist voll mit tausenden Galaxien. MCG +01-02-015 existiert dagegen völlig isoliert vom Rest des Universums. Würden wir dort leben, hätte sich unser Wissen über den Kosmos vermutlich ganz anders entwickelt. Wir haben schon zu Beginn des 20. Jahrhunderts entdeckt, dass es andere Galaxien gibt und das Universum absurd groß ist. Würden wir dagegen von MCG +01-02-015 hinaus ins All blicken, wären unsere Teleskope erst irgendwann in den 1960er Jahren gut genug gewesen, um die Existenz anderer Galaxien entdecken zu können.

Aber zum Glück leben wir nicht in einer Void. Wir müssen nicht aus der Leere hinaus schauen, sondern können aus den dichtbesiedelten Filamenten des kosmischen Netzes die Voids und ihre Galaxien erforschen. Und haben mittlerweile schon einiges über sie herausgefunden. Es sind keine prinzipiell anderen Galaxien, die dort in der großen Leere entstehen. Aber wenn wir im Detail hinschauen, sehen wir ein paar relevante Unterschiede. Eine Untersuchung der Void-Galaxien hat zum Beispiel gezeigt, dass sie alle tendenziell jünger sind; das heißt die Sterne dort sind im Durchschnitt nicht so alt wie anderswo und sie haben eine geringere Metallizität. Der Grund dafür: Die Leere verzögert das Wachstum. Void-Galaxien bilden sich später und langsamer als andere Galaxien. Das ist auch nicht überraschend, denn in den Voids gibt es ja auch weniger Materie als anderswo und deswegen laufen die Prozesse anders ab. Ich kann in dieser Folge nicht die kompletten Grundlagen der Galaxienentstehung behandeln, aber kurz gesagt läuft das so ab: Das Universum ist voll mit riesigen Wolken aus dunkler Materie. In den Zentren dieser Wolken ist die Dichte der dunklen Materie ein bisschen größer als anderswo, deswegen ist dort auch die Gravitationskraft stärker und die normale Materie sammelt sich dort. Aus diesen Ansammlungen bilden sich im Laufe der Zeit jede Menge Sterne und eine Galaxie ist entstanden. Wie gesagt, das ist eine sehr vereinfachte Version eines enorm komplexen Vorgangs. Aber so entstehen Galaxien und so entstehen auch die Galaxien in den Voids. Nur dass da die Wolken aus dunkler Materie kleiner und weniger dicht sind. Die Gravitationskraft die sie ausüben ist geringer und es dauert länger, bis sie das bisschen an normaler Materie, das in den Voids vorhanden ist, zu Galaxien geformt haben. Da die Sterne deswegen dort tendenziell alle ein wenig jünger sind, sind auch noch nicht so viele am Ende ihres Lebens angelangt. Das ist der Grund, warum die Metallizität der Void-Galaxien geringer ist: Metalle sind in der Astronomie ja alle chemischen Elemente, die kein Wasserstoff und kein Helium sind. Und diese anderen Elemente müssen erst durch die Vorgänge im Inneren der Sterne erzeugt werden und verteilen sich dann in der Galaxie, wenn der Stern sein Leben beendet.

Es gibt auch Hinweise, dass die Void-Galaxien nicht völlig isoliert vom Rest des Universums existieren. Einerseits haben wir auch Gruppen von Void-Galaxien beobachtet. Nicht viele; die meisten von ihnen existieren tatsächlich alleine. Aber ab und zu findet man auch Gruppen, die aus zwei, drei oder manchmal noch mehr Galaxien bestehen. Diese Void-Gruppen beeinflussen sich dann so, wie es auch die Galaxien in den normalen Galaxiengruppen tun. Sie können miteinander verschmelzen, dadurch neue Sternentstehung anregen, und so weiter. Aber es gibt auch die Vermutung, dass Material von den Filamenten in die Voids gelangt. Denn auch die Leere hat Struktur. Das bisschen an Gas und anderer Materie in den Voids bildet ebenfalls schwache Filamente, dünne Ranken, und so weiter, die sich durch das Nichts ziehen und die wirken mit ihrer Gravitationskraft quasi wie Pipelines, durch die weiteres Gas aus dem kosmischen Netz zu den Void-Galaxien gelangen kann.

Aber trotz dieser schwachen Verbindungen zur Außenwelt leben die Void-Galaxien mehr oder weniger abgetrennt vom kosmischen Netz. Genau das macht sie aber so interessant für die Wissenschaft. In den wuseligen wilden Galaxienhaufen passieren jede Menge Dinge. Alles beeinflusst sich gegenseitig und es ist schwierig, ein klares Bild der Vorgänge zu kriegen. In den Voids lebt eine Galaxie aber quasi wie in einem Labor, abgeschirmt von all den äußeren Einflüssen, die ihre Erforschung verkomplizieren. Die Void-Galaxien zeigen uns, was mit einer Galaxie passiert, wenn sie einfach nur da ist und nicht vom Rest des Universums beeinflusst wird. Mit diesem Wissen können wir die viel komplexere Realität im kosmischen Netz besser verstehen. Das Licht in der Dunkelheit der Voids macht auch den Rest des Universums ein klein wenig heller für uns.

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Folge 5 der Spezial-Serie! Ich erzähle zu Beginn etwas über das interstellare Objekt 3I/Atlas, dass sehr viel älter (und kälter) als das Sonnensystem ist und uns etwas über Planetenentstehung weit vor unserer Zeit erzählen kann. Dann geht es ein wenig um den Sommer und ums Radfahren in der echten und der virtuellen Welt. Ich beantworte eine Frage aus der Hörerschaft zur dunklen Materie und schwarzen Löchern und dann ist die Spezialfolge mit eine Hinweis zur Sonnenfinsternis auch wieder zu Ende.

Die wissenschaftliche Arbeit zu 3I/Atlas gibt es hier.

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