Kosmische Strahlung, Teil 2 von 2

Sonnenwind, wie und was genau?

Im vorigen Kapitel haben wir schon gehört, dass viel Kosmische Strahlung über den Sternenwind geht, deshalb wollen wir es nun in diesem Extra-Kapitel genauer erläutern.

Die Sonne ist eine riesige Kugel aus erregtem Gas, Plasma, welche vor rund 4,567 Mrd. Jahren in einem lokalen Verdichtungsevent des sogenannten Sonnennebels, welcher heute nicht mehr existiert, geformt wurde.
Die Sonne zog über 1,4 × 1029 Kilogramm oder etwa über 80 Jupitermassen an, um das einfache Wasserstoff, Protium genannt, bei einer Kerntemperatur von 3 Millionen Kelvin zum Fusionieren zu bringen. Wäre sie nicht schwerer als 80 Jupitermassen geworden, was nur etwa 7,6 Prozent einer Sonnenmasse ist, dann wäre sie als Brauner Zwerg verblieben, der nur genügend Kerntemperatur für die Deuteriumfusion hat, welche erst ab 13 Jupitermassen beginnt. Die Sonne besitzt etwa 1047 Jupitermassen.

Der pp-Prozess veranschaulicht.

In der Tat startet die Wasserstofffusion erst bei einer Temperatur von etwa 3 Millionen Kelvin und ist zur vierten Potenz temperaturabhängig. Das heißt, dass wenn wir die Temperatur verdoppeln, erhöht sich die Energieproduktion um den Faktor 24, also um das Sechzehnfache. Bei dieser sogenannten Proton-Proton-Reaktion, oder pp-Prozess, reagieren zweimal zwei Protonen unabhängig voneinander zu zwei getrennten Deuteriumkerne, sowie ein Positron und Elektronneutrino jeweils. Die beiden Deuteriumkerne fusionieren wiederum mit einem Proton, wobei sie zu einem Helium-3-Kern verschmelzen. Dabei entsteht jeweils ein Photon. Die zwei Helium-3-Kerne verschmelzen schließlich zusammen und zwei Protonen werden wieder freigesetzt und der Mutterkern ist nun ein Helium-4-Kern.

Der CNO-Zyklus veranschulicht.

In der Sonne ist noch ein Vorgang am Werk, der Energie produziert. Der sogenannte CNO-Zyklus oder auch der Bethe-Weizsäcker-Zyklus. Dieser startet erst ab ca. 6 ½ Millionen Kelvin, ist aber jedoch um die 17. Potenz temperaturabhängig, also viel temperaturgebundener als der einfache pp-Prozess, wenn man hier die Temperatur verdoppelt, wird die Energiefreigabe um den Faktor 217 erhöht, was das 131 072-fache wäre. Beim CNO-Zyklus reagiert ein Kohlenstoff-12-Kern mit einem Proton zu Stickstoff-13 und gibt dabei ein Photon ab. Der Stickstoff-13-Kern ist instabil und gibt im Beta-Plus-Zerfall ein Neutrino und ein Positron ab und wird zu Kohlenstoff-13. Dieser 13C-Kern reagiert mit einem Proton unter Abgabe von einem Photon zu Stickstoff-14. Dieser Kern reagiert mit einem weiteren Proton zu Sauerstoff-15 und verliert ebenso ein Photon. Unter einem Beta-Plus-Zerfall zerfällt der 15O-Kern zu Stickstoff-15 unter Abgabe von einem Neutrino und einem Positron. Danach reagiert das Stickstoff-15 wieder mit einem Wasserstoffkern, woraufhin gleich der Kern ein Alphateilchen (Helium-4-Kern) abgibt und wieder zu Kohlenstoff-12 wird. Dieser Prozess macht allerdings nur lediglich 2 % der Gesamtenergieerzeugung der Sonne aus, während der Rest nur der pp-Prozess ist. Das ist wegen der geringen Menge an schwereren Elementen in der Sonne im Vergleich zu Wasserstoff und Helium und wegen der dafür zu geringen Temperatur.

Diese Teilchen haben all ihre Energien, die sie durch ihre Temperatur und Geschwindigkeit und weitere Eigenschaften haben, und geben sie im Falle einer Reaktion weiter an die an der Reaktion beteiligten Teilchen. Falls sie vorher eine Bindung mit anderen Teilchen gehabt haben, wird die Bindungsenergie genauso übertragen. Kernfusion ist im Allgemeinen ein sehr langwieriger Prozess und hätte man ein Komposthaufen, der das gleiche Volumen wie die Sonne hat, würde im Komposthaufen mehr Energie freigesetzt werden.

Jedenfalls gehen diese ganzen Produkte wie diese Neutrinos, Protonen teilweise und Alphateilchen direkt aus der Sonne. Das Neutrino sogar sofort, da ihre Masse vermutlich unter einem eV/c2 liegt, aber meist Energien besitzen, die tausendfach stärker sind. So reagieren sie nur äußerst unwahrscheinlich mit einem Teilchen der Sonne, sodass sie die Sonne sofort verlassen können und nicht wie andere Materie und gewöhnliches Licht sich an den Teilchen in der Sonne entlangschlängeln muss.
Andere Materie, auch schwerere Partikel, verlassen die Sonne nicht unbedingt durch Kernfusionsreaktionen, sondern eher durch Eruptionen, Kurzschlüsse im Magnetfeld, welches das Plasma, also die Materie der Sonne allgemein, dann wegen dem Kurzschluss in eine Protuberanz leitet und dann von der Sonne sich abstößt, wenn die Ladungen quer stehen.
So verlassen etwa 1,84 × 1036 Neutrinos pro Sekunde insgesamt die Sonne und auch viele andere Teilchen. Diese sind die Hauptquelle für Neutrinos und generell Kosmische Strahlung auf der Erde.

Der Sternwind von besonders massereicheren und jungen Sternen führt besonders viel Energie mit sich und regt die H-II-Region (Nebel aus Staub und Gas) zum Leuchten durch Rekombination an. Rekombination ist, wenn ionisierte Materie in den Normalzustand zurückkehrt und Licht als Energie freigibt. Diese Nebel nennt man auch Emissionsnebel und der Stern „brennt“ oft eine Kugel in den Nebel hinein und löst diesen über die Zeit auf.

Was wir von der Kosmischen Strahlung messen können

Der Entdecker der Kosmischen Strahlen ist Victor Hess im Jahr 1912. Er unternahm ein Heißluftballonflug, um die Radioaktivität in der Höhe zu messen. Es war eine zufällige Entdeckung und er erwartete eigentlich, dass die Radioaktivität sinken würde, weil er einen größeren Abstand zum Erdkern einnimmt. Also man hatte an Radioaktivität, Strahlung, aus dem All nicht wirklich gedacht – bis dahin.

Die Partikelrate der Kosmischen Teilchen. Die x-Skala zeigt die Energien der Teilchen an, die y-Skala eine Art Wahrscheinlichkeit. Bei ca. 10^11 eV kommt zum Beispiel ein Teilchen pro Sekunde und Quadratmeter an.

Was tatsächlich zur Erde von der Kosmischen Strahlung kommt, ist die Höhenstrahlung. Wenn ein Teilchen, auch genannt Primärteilchen, der Kosmischen Strahlung in der Atmosphäre gelingt, dann trifft dieses Teilchen mit Sicherheit irgendwann auf ein Teilchen der Luft. In diesem Moment reagieren die beiden Teilchen und weil das Teilchen der Kosmischen Strahlung sehr viel Energie mitbringt, zerfallen beide Partikel in kleinere Stücke, die man dann Sekundärteilchen nennt. Diese Partikel haben in der Regel trotzdem noch äußerst viel Energie und spalten sich wieder mit anderen Luftteilchen auf. Weil so immer mehr Sekundärteilchen insgesamt entstehen, entsteht eine Kaskade, eine Kettenreaktion. Dieser Prozess wird deswegen auch „Teilchenschauer“ genannt.

Es gibt hauptsächlich vier moderne Arten die Höhenstrahlung zu messen: Mit Szintillatoren, Tscherenkow-Detektoren, Radiodetektoren und mit Lumineszenzdetektoren.

Das ist einer der Szintillatoren, als Testbau für IceCube (mehr weiter unten). Es nutzt Plastik als Szintillator und das einfallende Licht wird schnell über diese grünlichen Kabel an den Photomulitplier weitergeschickt.
Foto aus einer Werkstatt im KIT Campus Nord bei Leopoldshafen, Foto von ca. 05.03.2020

Szintillatoren sind Detektoren, dessen Moleküle von energiereichen Photonen und anderen Teilchen so angeregt werden, dass sie Photonen abgeben, wenn die energiereichen Partikel durch den Szintillator gehen.

Tscherenkow-Detektoren arbeiten auf der Basis von der Tscherenkow-Strahlung. Sie wird erzeugt, wenn energiereiche Teilchen durch ein Medium blitzen und dabei schneller sind als die spezifische Lichtgeschwindigkeit des Mediums. Die spezifische Lichtgeschwindigkeit eines Mediums ist immer geringer als die konstante Vakuumlichtgeschwindigkeit von 299 792 458 m/s, sodass Teilchen mit viel Energie zwischen beiden Lichtgeschwindigkeiten liegen. Durch geometrische Effekte wird von den Teilchen eine Art Energiestoß freigesetzt, welches ein bläulich schimmerndes Licht freigibt. Dieses wird von Photomultipliern eingefangen, welche das Signal verstärken. Das Licht eines einzelnen Teilchens der Kosmischen Strahlung hebt sich nur für einen kleinen Bruchteil einer Sekunde.

Mit Radioantennen kann man natürlich ebenso nach Partikeln Kosmischer Strahlung Ausschau halten. In dem Fall werden wohl nur elektrisch geladene Teilchen mit den Radiodetektoren aufgespürt.

Lumineszenz-Detektoren sind meistens Teleskope für das sichtbare Licht, welche in die Atmosphäre schauen. Wenn die Teilchen der Kosmischen Strahlung auf z.B. Stickstoff-Moleküle der Luft treffen (Stickstoff ist in der Luft eigentlich nur als N2 vorhanden), dann kommt es zu einer ganz sachten Lumineszenz, welche vermutlich durch ein Rekombinationsleuchten ausgelöst werden. Also wenn Stickstoff von einem höheren Energiezustand zu einem niedrigeren Energiezustand fällt und dabei ein ganz bestimmtes Licht abgeben. Da dieses Licht so schwach ist und auch sehr zeitabhängig ist, also dass das Licht sehr schnell wieder abebbt, muss es extra von lichtempfindlicheren Teleskopen beobachtet werden, die keine Probleme haben ein Licht, welches sich nur für Nanosekunden hebt, zu erfassen. Die Daten hieraus sind ziemlich genau, aber können nur etwa 13 % der Zeit eingesetzt werden, weil es tagsüber viel zu hell ist und ebenso, wenn der Mond scheint.

Die schon reagierten Sekundärteilchen sind durch die hohen Energien, die mit ins Spiel kommen, teilweise exotische Materie, wie die Mesonen, die aus einem Quark und einem Antiquark bestehen, wie zum Beispiel die Pionen oder die Kaonen. Auch exotische Leptonen werden gebildet. Myonen zum Beispiel. Daher gibt es beim Pierre-Auger-Observatorium Myonen-Detektoren auf Szintillator-Basis.

Wenn die Primärteilchen oder Sekundärteilchen auf z.B. Stickstoffmolekül treffen, kann zum Beispiel das Stickstoff ein Proton gestohlen bekommen und so das Kohlenstoff-14-Atom entstehen. Dieses Isotop nehmen die Pflanzen natürlicherweise bei der Photosynthese auf und tragen es über Tier oder direkt in der Nahrungskette zum Menschen.

Wie ich schon vorhin gesagt habe, gehen die Energien der höchstenergetischsten Teilchen der Kosmischen Strahlung bis zu etwa 1021 eV, was für ein einzelnes Teilchen schon sehr viel Energie ist. Man geht von etwa 1 000 Teilchen der Kosmischen Strahlung pro Quadratmeter und Sekunde aus, außer der Sonne und der Neutrinos.

IceCube, angerissen

Die Wohnkuppel von IceCube beim Südpol im Eis
…und jetzt unten drunter IceCube und auf der Oberfläche IceTop.

Ein Beispiel für eine Forschungsbasis für die Kosmische Strahlung ist IceCube. Es liegt direkt in der Antarktis, nur wenige Hundert Meter des Südpols und der Scott-Amundsen-Raumstation entfernt. Dort wird in einem Kubikkilometer unter der Oberfläche Neutrinos gemessen. Also sie haben nicht alles freigegraben, aber viele Hundert Röhren gebohrt, in denen viele Sensoren für die Neutrinos kommen. Auf der Oberfläche haben wir IceTop, welches ähnlich wie das Pierre-Auger-Observatorium mithilfe verschiedener Instrumente die Kosmische Strahlung einfängt. Da wir sie am Südpol laborieren, sind die menschlichen Faktoren kleingehalten.

Eine Übersicht des Standardmodells der Teilchenphysik.

Quellen:

Bildnachweis (gilt auch für den ersten Teil):

Kosmische Strahlung, Teil 1 von 2

Ich bin noch nicht ganz fertig mit dem Beitrag gewesen und etwas Audiovisuelles in ca. 42 Minuten Länge soll noch für YouTube kommen, da habe ich an frühere Zeiten von GSA gedacht und einfach beschlossen, dass ich nun erst den ersten Teil herausgebe und in wenigen Tagen den zweiten Teil und danach dann alles zusammen.

Ja, nun sind wir bei einem der großen Gebiete der Astroteilchenphysik, die aus Astro- und Teilchenphysik besteht, angekommen. Es ist ziemlich umfassend und ich habe daraus eine Präsentation gemacht, die ich hier auf YouTube noch darstellen werde. Anhand dieser Präsentation werde ich nun das Thema als GSA-Artikel verfassen.

Das Titelbild

Im Titelbild sehen wir 6 verschiedene Bilder, die alle etwas mit der kosmischen Strahlung zu tun haben. Im Hintergrund haben wir die Milchstraße als Sternenkarte der Gaia-Weltraumteleskop-Mission, oben rechts haben wir den Krebsnebel, der Supernova-Überrest, der auch Messier 1 heißt. Unten rechts haben wir die Sonne im Röntgenspektrum vermutlich und sehen, wie sie ihre Protuberanzen herausschleudert aufgrund von Magnetfeldkurzschlüsse. Unten links sehen wir das Sternbild Orion mit prächtigen Farben und Strukturen, die unser bloßes Auge so nicht sehen könnte und Oben links/mittig das Herz der Milchstraße zusammengelegt aus Röntgenaufnahmen, Aufnahmen des Infrarot- und sichtbaren Lichts. Oben mittig ca. sehen wir das Hubble Ultra Deep Field, eine Bildgebung aus Tausenden Sterneninseln, auch genannt Galaxien. Der Begriff Sterneninsel soll auf die äußerst große Anzahl der Sterne in einer Galaxie hinweisen.

Sie alle strahlen Kosmische Strahlung ab, so wollen wir also wissen, was Kosmische Strahlung denn eigentlich ist. Klar, es ist eine Strahlung und es kommt aus dem Kosmos, aber was steckt denn nun genau dahinter?

Was ist Kosmische Strahlung, aus was besteht sie?

Kosmische Strahlung ist plump gesagt eine Teilchenstrahlung, also eine Korpuskularstrahlung, aber auch Elektromagnetische Strahlung. Genauer betrachtet sind es aber viele verschiedene Teilchen. Teilchen, die man in jedem Atom und Atomkern findet, oder auch exotischere Materie. Aber zurück zum Einfachen.

Die Kosmische Strahlung kann aus Neutronen, Protonen und Elektronen, Neutrinos und Alphateilchen (Helium-4-Kern: 2 Protonen und 2 Neutronen zusammen) bestehen. Diese sind auch demnach elektrisch geladen und können verschiedene Energien neben ihre eigenen Ruheenergien, welche aber immer gleich sind, haben. Das wäre dann z.B. eine Geschwindigkeit, Druck bei Gas oder auch als Temperatur.

Diese Teilchen kommen aus verschiedenen Prozessen, z.B. aus radioaktiven Zerfällen. Da gibt grundsätzlich drei Varianten: Den α-Zerfall, bei diesem Zerfall wird ein Helium-4-Kern von einem Ausgangskern abgespalten und verlässt dann als Alphateilchen den Mutterkern, wobei der Mutterkern sich ebenfalls physikalisch und chemisch verändert. Es gibt auch zwei verschiedene β-Zerfälle, nämlich Beta-Minus und Beta-Plus. Bei einem Zerfall (Beta-Minus) wird ein Neutron in ein Proton, Elektron und Antielektronneutrino umgewandelt und beim Beta-Plus-Zerfall ein Proton in ein Neutron, Positron und ein Elektronneutrino. Schwerere Atome kommen aus der sogenannten spontanen Kernspaltung zustande, also wenn ein Neutron bewirkt, dass ein großes Atom aus Hunderten von Nukleonen (Teilchen im Atomkern) in zwei ungefähr gleichgroße mittelgroße Atome, sowie zwei oder drei Neutronen, gespalten werden.

Die Kosmische Strahlung oder deren Bestandteile können auch abgelenkt werden, z.B. Alphakerne, die ja doppelt positiv sind, werden von elektromagnetischen Feldern stärker angezogen als bloße Protonen, die nur einfach positiv sind. Auch Photonen also Licht können von Gravitationsfeldern durch ihre bloße Geschwindigkeit und die Raumzeit leicht abgelenkt werden.

Die Energie der einzelnen Teilchen wird oft mit der Einheit Elektronvolt gemessen, seine Abkürzung hierfür ist eV. Definiert ist sie nach der Energie, die ein Elektron bekommt, nachdem es mit einem Volt Beschleunigungsspannung beschleunigt wird. Die Umrechnung hierfür ist: 1 Joule (1 J) ist äquivalent zu etwa 1,6 × 1019 eV, also Elektronvolt. (Rund 160,2 EeV, bzw. Exaelektronvolt wären ein Joule).

Woher kommt die Kosmische Strahlung?

Wir wissen jetzt grob was die kosmische Strahlung ist und wissen aber noch nicht wirklich woher unsere Strahlung kommt. Wenn wir jetzt so nachdenken, was alles diese Protonen und Neutronen und den anderen Sermon freilässt, auf was könnten wir denn so kommen?

Genau! Unsere Sonne zum Beispiel erzeugt durch ihre Fusion eine Strahlung und dessen Material kann auch in der Photosphäre, die Oberfläche der Sonne, sich in den Magnetfeldlinien bewegen. Wenn die Magnetfeldlinien durch einen Kurzschluss sich von der Sonne abstoßen, kann eine große Wolke an Plasma von bevorzugt Wasserstoff und Helium entweichen. Dass sich die Magnetfeldlinien überhaupt kurzschließen können, liegt u.a. an der verschieden großen Rotation der Sonne, die am Äquator stärker als an den Polen ist, welche die Magnetfeldlinien dann mit sich herzieht, weil das Material als Plasma in der Sonne elektromagnetisch geladen ist. Dadurch verändern sich dort fortwährend die Magnetfelder und die Linien können sich so verändern. Das Material, und auch generell Material, was von der Sonne abstrahlt, wird kurz in der Korona der Sonne beschleunigt und kommt so frei. Das ist auch bekannt als Sonnenwind. Weil dies andere Sterne auch tun, ja die Sonne ist auch nur ein Stern, nennt man es generell Sternenwind. Schon haben wir die erste und auch die wichtigste Quelle der kosmischen Strahlung ausfindig gemacht: Es gibt ungefähr 300 Milliarden Sterne in dieser Galaxie, Galaxien sind Sterneninseln mit vielen Milliarden Sternen. Von den Galaxien gibt es wiederum auch so geschätzte 100 Milliarden bis einer Billionen Galaxien, womit wir insgesamt wohl bei um die 100 Trilliarden Sterne wären. Und wie man sich vorstellen kann, kommen da viele Aberillarden von Teilchen zustande.

Weitere Punkte sind Sternexplosionen und Sternimplosionen, wie Supernovae und Kilonovae (und allgemein Novae). In den wenigen Sekunden, für die sie einen solchen Zustand haben, produzieren sie dafür allerdings sehr viel Energie und damit auch viele auswärts wandernde Teilchen.

Auch sogar noch vom Urknall gibt es freie Teilchen, besonders die Neutrinos, denn sie haben im Vergleich zu ihrer Ruhenergie (ihre Teilchenmasse) sehr viel Energie und reagieren damit auch kaum mit gewöhnlicher Materie. Von ihnen sind etwa 343 Stück auf jedem Kubikzentimeter erhalten. Hört sich erstmal nicht sehr viel an, aber im Volumen der Erde befindet sich wiederum etwa 3,7 × 1029 Neutrinos, was viel mehr ist, als die Erde an Masse in Kilogramm besitzt.

Ferner sind auch Planeten Quellen von Kosmischer Strahlung. In ihren Planetenkernen befindet sich radioaktives Material, welches strahlt und damit ebenso Teilchen freisetzt. Hier sind die Energien und die Teilchenraten im Gesamtüberblick ein Witz und wird somit meist gar nicht beachtet.

Quellen:

Bildnachweis (gilt auch für den noch kommenden zweiten Teil):

Die Geschichte der Astronomie, Teil 33

Der erste „freie“ Astronom

Der erste „freie“ Astronom war auch Wissenschaftler und lebte in England, da dort die Wissenschaft, die „sieben freien Künste“, freier und besser gelehrt wurde als im restlichen Europa. So kam es, dass eine Generation von Astronomen noch im Siebzehnten Jahrhundert England eroberte. Zu Beginn war die Astronomie noch nicht mal in London großartig gelehrt, sondern war bisher eher eine Art „Nebenwissenschaft“. Sein Name war Jeremiah Horrocks und dann legen wir mal los.

Von Jeremiah Horrocks ist während seiner Lebens
selbst kein Gemälde erhalten. Bildquelle:
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/
c/cf/JeremiahHorrocks.jpg; William Richard Lavender (1877-1915),
Public domain, via Wikimedia Commons

Er lebte zwischen 1618 und 1641 und wurde in Liverpool geboren, einer Stadt, die für damalige Verhältnisse sehr modern war und nicht einmal 1 000 Einwohner zu der Zeit beherbergte, auch wenn die industrielle Revolution noch weit in den Kinderschuhen lag. Horrocks Eltern waren Puritaner, also Leute, die in England erst seit den 1620ern geduldet sind und zu dieser Zeit noch keine öffentlichen Ämter aufgrund deren Haltung zur anglikanischen Kirche ausüben dürfen. Aus diesem Grund waren die Puritaner zu der Zeit eher Händler und Handwerker, also die Leute, die ein wenig mehr Geld in der Tasche hatten. Der Vater seiner Mutter und der eigene Vater waren Uhrenmacher und handelten sie wahrscheinlich noch mit Handelshochburgen Europas, wie zum Beispiel Pest, Antwerpen oder Nürnberg. Seine Eltern nannten ihren 1621 geborenen Sohn Jonah, scheinbar haben sie eine Vorliebe für Propheten aus dem Alten Testament.

Er genoss wegen seinen Eltern und dem örtlichen Geistlichen Richard Mather eine exzellente Schulbildung, sodass er sogar ein Stipendiat mit 14 Jahren zum Emmanuel College in Cambridge aufgenommen wurde, es galt als das puritanischste College unter allen in Oxford und Cambridge. Er schrieb sich für Mathematik ein, was zu dieser Zeit, ähnlich wie die Astronomie, geringgeschätzt wurde und eher bei Händlern, Mechaniker und Kalendermachern im Gebrauch lag, als in Universitäten. Da das College nur sehr auf Theologie aufgelegt war, konnte sich in der Bibliothek nur mit Mühe Schriften über mathematischen Themen oder astronomischen Themen finden. Dennoch hatte er in seiner Zeit am College viele der astronomischen Neuveröffentlichungen studiert. Während seiner Zeit am College in Cambridge korrespondierte er sogar mit dem Londoner Professoren der Astronomie Herbert Gellibrand am Gresham College dort. Er empfahl ihm ein Buch des belgischen Astronoms Philip Lansberg, welches Horrocks kaufte. Mit den sogenannten Lansbergschen Tafeln versuchte er seine eigenen Planetenbeobachtungen in Einklang zu bringen, was allerdings nicht funktionierte.

1635 verließ er aus ungeklärten Gründen das College, es wird spekuliert, ob er wegen zu schlechten Leistungen das College verlassen musste oder ob vielleicht seine astronomischen Studien für ihn interessanter als das Studium wurden. Einige seiner Freunde am College begründeten später die Royal Society, wie zum Beispiel John Worthington und John Wallis. Im selben Jahr kehrte er wieder in seine Heimat zurück und besorgte sich astronomische Geräte, was ziemlich leicht war, da er sich mit Liverpool an einer Hafenstadt befindet.

Neben dem berühmtesten Astronom Omar Khayyam, welchen wir schon bereits behandelt haben, war auch Jeremiah Horrocks ein Dichter:

Göttlich ist die Hand, die zu Uranias Macht triumphierend die Trophäe hob,
die der Menschheit zuerst das wundersame und kunstvolle Rohr schenkte
und mit edlem Wagemut ihre sterblichen Augen lehrte, die entferntesten Himmel abzusuchen.
Ob der Mensch der Sonnenbahn folgen will oder die nächtliche Wanderung des hell leuchtenden Mondes beobachten;
noch nie zuvor wurde ihm solcher Führer von Jupiter gesandt, keine Hilfe, die im hellsten Licht solche Geheimnisse enthüllte.
Kein Mensch soll mehr mit angestrengten Augen vergebliche versuchen, die Sterne zu erfassen.
Gesegnet mit diesem Instrument sollst Du den Mond vom Himmel herunterholen
und unsere Erde und jeden Himmelskörper an seinem eigenen Platz verorten, wo er seine Bahn erhaben zieht.

Jeremiah Horrocks

Er schloss im Jahr 1636 eine Freundschaft mit dem Amateurastronomen William Crabtree. Er arbeitete in Broughton bei Manchester und empfahl ihm die 1628 veröffentlichten Rudolfinischen Tafeln des Johannes Keplers, die er bereits kannte. Sie waren wesentlich präziser und brachten schlussendlich auch den Erfolg. Es vergingen jedoch in diesem Zeitalter noch mindestens acht Jahre von der Veröffentlichung des Keplers bis zur Nutzung von den ersten Astronomen in Großbritannien.

Im Sommer des Jahres 1639 verließ Horrocks sein Haus in Toxteth, die Ortschaft nahe Liverpool, und zog aus ebenfalls ungeklärten Gründen Much Hoole, bestätigt dadurch, dass seine Briefe ab da an nach Much Hoole geschickt wurden. Es wird angenommen, dass ihm eine neue Stelle als häuslicher Lehrer oder vielleicht als Hilfspfarrer angeboten wurde. Much Hoole liegt ungefähr 29 km nördlich von Liverpool. Much Hoole war allerdings eher ein Bauersdorf, es sollen Hühner und Schweine rumgelaufen sein, die Häuser waren nur niedrig gebaut und Törföfen brannten in den Häusern.

Planetenbahnen studierte Horrocks jahrelang und stellte dabei fest, dass wenn die Venus in ihrer unteren Konjunktion (wenn die Venus etwa auf einer Linie zwischen der Erde und der Sonne steht), es auch zu einem Transit kommen kann, also dass die Venus vor der Sonne aus der Perspektive der Erde entlangläuft. Dies haben wir schon im letzten Eintrag genauer betrachtet. Jedenfalls berechnete Horrocks auch einen Venustransit für den 24. November 1639 (greg.: 04. Dezember) gegen 15 Uhr, wobei seine Berechnungen zeigten, dass der Venustransit vielleicht schon früher eintreten könnte. Deshalb begann er mit der Sonnenbeobachtung ab Mittag dem 03. Dezember. Doch am Vortag gab es keine Spur von der Venus also nahm er an, dass seine Berechnungen korrekt waren und er erst am Nachmittag des 04. Dezembers den Venustransit beobachten würde. Er kontaktierte William Crabtree und seinen Bruder, falls Wolken aufziehen.

Er wurde aufgrund dringender Angelegenheiten (unbekannt was genau für welche) für eine kurze Zeit verhindert und war somit erst etwa kurz nach 15 Uhr für den 04. Dezember wieder für die Observation da. Zu dem Zeitpunkt war bereits die Venus vor der Sonne und er konnte sie also auch gut als eine Art schwarzes und kreisförmiges Loch vor der Sonne wahrnehmen. Weil er Angst hatte, dass seine Beobachtungen als Sonnenfleck ausgelegt werden, hat er seine Beobachtungen äußerst detailliert beschrieben und Messungen des Winkeldurchmessers der Venus durchgeführt. Er schätzte ihn auf 72 Bogensekunden mit einer Fehlertoleranz auf etwa 4 bis 5 Bogensekunden. Der tatsächliche Winkeldurchmesser betrug laut Stellarium etwa 63 Bogensekunden. Er fertigte drei Zeichnungen für den Stand um 15:15, 15:35 und 15:45 an. Die Venus war immer noch nah am Rand der Sonne als Horrocks seine Beobachtungen wegen dem Sonnenuntergang abbrechen musste. Auch um 15:35 konnte William Crabtree in Broughton die Sonne mit der Venus für einige Minuten beobachten und so wertvolle Beobachtungen machen.

Jeremiah Horrocks benutzte diese Beobachtungen von den beiden und verfasste daraus einen Bericht und interpretierte seine Beobachtungen und berechnete die Umlaufbahn der Venus genauer als zuvor und schätzte den Winkeldurchmesser gut ab, wenn die Venus und die Erde sich am nächsten stehen. Basierend darauf, berechnete er die Entfernung Venus – Erde und versuchte daraus die Größe des bis dahin bekannten Sonnensystems zu berechnen. Dazu benutzte er noch die Daten des Merkurtransits von Pierre Gassendi.
Gassendi beobachtete am 07. November 1631 als vermutlich erster Mensch de Welt einen Planetentransit, genauer eben den Merkurtransit, der von Johannes Kepler selbst vorherberechnet war.

Eine komischere Leistung war seine Theorie, dass von der Sonne aus alle (bis dahin bekannten) Planeten denselben Winkeldurchmesser aufweist, wobei ihm selbst klar war, dass das mit dem Mars zum Beispiel nie funktionieren könnte, weil er erstens weiter von der Sonne ist als die Erde und zweitens sogar noch kleiner als die Erde ist.

Durch den Venustransit konnte Horrocks auch die Parallaxe der Sonne bestimmen. Die Parallaxe ist die scheinbare Verschiebung eines Objektes relativ zum Hintergrund durch eine eigene Bewegung. Also wenn z.B. ein naher Fixstern im Januar an einer Stelle relativ zu den anderen Fixsternen am Himmel steht, dann bewegt er sich relativ dazu um ein kleines Bisschen. Vermutlich hat er geprüft, was für eine Bewegung die Venus relativ zur Sonnenscheibe macht und dann, wie die der Sonne ist, oder über die Bewegung der Erde (scheinbar die Sonne) und die der Venus verglichen mit der Sonne. Oder vielleicht die Venus als bekannter bewegender Punk von zwei Orten auf der Welt verglichen mit der Sonne.
Er stellte seinen Wert mit den Werten von Astronomen vor ihm auf:

Es liegt übrigens an methodischen Schwierigkeiten, dass die Werte für die Sonnenparallaxe alle größer waren als heute, denn man hatte z.B. auch sehr oft geschaut wieviel Grad Abstand der Mond zur Sonne hat, wenn Halbmond ist, weil der Winkel kleiner als 90° sein muss, sonst wären wir unendlich weit von der Sonne weg. Da man aber durch die ganzen Gebirge und Krater auf dem Mond nicht genau ermitteln kann, wann exakt Halbmond ist, gibt es da einige Genauigkeitsprobleme mit dieser Methode.

Horrocks verstand, dass Ptolemäus seine Theorien über die Welt und das Sonnensystem sehr umständlich sind und sich damit höchstens Finsternisse erklären lassen. Horrocks entwickelte das Heliozentrische Weltbild maßgeblich weiter. Er begriff, dass die Planeten wie die Erde in Ellipsen, bzw. Kegelschnitte die Sonne umlaufen und dass das Erde-Mond-System genauso aufgebaut ist. Er berechnete die Mondbahn allerdings schon als Ellipse um die Erde, die allerdings von der Sonne gestört wird und somit alljährlich die Mondbahn einmal in alle Richtungen gezogen wird. Über ein Jahrhundert lang wurde diese Formeln für die Mondbahnberechnung genutzt und selbst der spätere Direktor der Royal Society, John Flamsteed, und seine Nachfolger nutzten sie.

Am 03. Januar 1641 starb er plötzlich und unerwartet. Er hinterließ viele Schriften, welche jedoch in den Wirren des britischen Bürgerkriegs 1641 bis 1649 zu einem großen Teil verloren wurden. 1662 konnte jedoch sein Bericht über den Venustransit posthum veröffentlicht werden.

Quellen:

Was sind Wolf-Rayet-Sterne?

Äußerst massereiche O-Sterne, die kurz vor der Supernovadetonation stehen.

Wolf-Rayet-Sterne sind, wie der Name schon sagt Sterne. Doch sind sie zwar Sterne, jedoch sind Sterne äußerst unterschiedlich: Vom Braunen Zwerg und dem Roten Zwerg über die G-Sterne bis hin zu den Blauen Hyperriesen gibt es einen Massenunterschied des über Zweitausendfachens. Die massereichsten Sterne existieren in ihrer ersten Lebensspanne, nämlich in der Hauptreihe, für nur knapp mehr als eine Millionen Jahre, das ist weniger Zeit als die Spanne, in der der Homo Sapiens Sapiens das Feuer zu kontrollieren wusste, wohingegen viel masseärmere Sterne für mehrere Dutzend Jahrbillionen. Auch hier ist die Spanne nicht nur bemerkbar, sondern nicht zu übersehen. Auch in Punkto Oberflächentemperatur unterscheiden sie sich: die allerwinzigsten Braunen Zwergen haben Oberflächentemperaturen von nur um die 100 K, da wären wir um tiefsten Y-Spektrum, bis hin zu Neutronensternen, Pulsare und Magnetare also, und andere O-Sterne, welche über 100 000 K an ihrer Oberfläche heiß sind. Das sind natürlich nur die Extremen. Der Großteil der Sterne variiert aber trotzdem beträchtlich. Jetzt wissen wir, warum die Frage sich zwar selbst beantwortet, aber dies in einer nur ungenügenden Qualität.

In der Bildmitte ist der Wolf-Rayet-Stern WR 22 im Carinanebel zu sehen. Bildquelle: ESO, CC BY 4.0 https://creativecommons.org/licenses/by/4.0, via Wikimedia Commons; https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/
3/3e/Carina_Nebula_around_the_Wolf%E2%80%93Rayet_star_WR_22.jpg

Sterne strahlen Licht aus, senden also elektromagnetische Strahlung aus. Wenn man durch sein Glasprisma Licht durchlässt, dann zerlegt das Prisma das Licht in die Farben des Regenbogens, in das Spektrum. Durch einen geometrisch-optischen Effekt werden die längeren Wellenlängen anders als kürzere im Prisma gebrochen. Diese Technik in verfeinerte und moderne Form setzt man ein, um das Sternenlicht spektraltechnisch zu analysieren. Bei einigen sehr bestimmten Wellenlängen wird das Licht stark absorbiert und man kann solche Absorptionen klar zu bestimmten Elementen zuordnen. So kann man Sterne kategorisieren. Masse, Radius, Temperatur, Leuchtkraft und Spektrum von bestimmten Sternengruppen gehen meist einher. Den verschiedenen Kategorien haben die Astronomen Großbuchstaben zugeordnet: O-B-A-F-G-K-M. Die Wolf-Rayet-Sterne, oder auch WR-Sterne abgekürzt, 3 Sterne des Sternbild Schwans konnten die französischen Astronomen Georges Antoine Pons Rayet und Charles Joseph Etienne Wolf jedoch zu keinem Sternentypen einordnen und teilten sie deswegen einer von ihnen neu erdachten Kategorie „W“ ein. W wie Wolf-Rayet.

Wolf und Rayet und bisschen Geschichte

Deren ersten Zusammenarbeit fand bei der fotografischen Beobachtung der totalen Mondfinsternis am 04. Oktober 1865 statt.

Georges Antoine Pons Rayet wurde am 12. Dezember 1839 in Gironde bei Bordeaux geboren und besuchte keine Schule innerhalb der ersten 14 Jahre. Seine Familie zog nach Paris und er wurde mit seinem zwanzigsten Lebensjahr in eine École Normale Supérieur eingeschrieben, schon 1862 erhielt er sein Physik-Diplom und arbeitete kurz darauf am Pariser Observatorium für den Wetterdienst. Zu dem Zeitpunkt war Urbain J. J. Leverrier Direktor des Observatoriums und geriet nach fast einem Jahr mit Rayet in einen Streit über eine Vorhersage eines Sturms und infolgedessen wurde ihm, Rayet, gekündigt. Später wurde er wiedereingestellt. Ab 1876 wurde Rayet Professor für Astronomie und Observatoriumsdirektor von Bordeaux. 1879 wurde er Direktor des Obseravtoriums in Floriac (bei Bordeaux), welches durch u.a. eine Personalunion mit der Sternwarte von Bordeaux zusammenhing. Rayet verstarb am 14. Juni 1906 in Bordeaux.

Charles Joseph Etienne Wolf wurde am 09. November 1827 geboren und ebenfalls die École Normale Supérieur ab 1848 und schloss sein Studium 1851 mit dem Physik-Diplom ab. 1856 promovierte er an der Universität Montpellier über das Thema der Kapillarität als Funktion der Temperatur. Nach dem widmete er sich der Spektroskopie so wie oben angedeutet. Leverrier bot ihm ebenfalls eine Anstellung an seinem Observatorium an. Er untersuchte spektroskopisch die Nova von T CrB (Sternbild: Corona Borealis, Nördliche Krone) vom 20. Mai 1866. Dann entdeckte Wolf und Rayet zusammen drei Sterne im Schwan mit der 8. Größenklasse mit dem „W“-Spektrum. Er stellte später mit seinen astrometrischen Arbeiten einen Sternenkatalog der Sterne aus den Pleiaden an. 1883 wurde Wolf Mitglied der Pariser Akademie der Wissenschaften und 1898 sogar noch Präsident von deren. Am 04. Juli 1918 verstarb auch Wolf in Saint Servan, Ille-et-Vilaine.

Das Wesen der Wolf-Rayet-Sterne

WR-Sterne sind wirklich Giganten, sie sind sehr leuchtstark und haben viel Masse und haben unglaubliche Temperaturen, sogar auf der Oberfläche. Sie existieren aber auch nur für maximal 4 Millionen Jahre, was im Vergleich zur Sonne, die schon deutlich über 4 Milliarden Jahre noch nicht einmal zur Hälfte existiert hat, sehr kurz ist. Charakteristisch für WR-Sterne sind etwa 20 Sonnenmassen (ca. 4 × 1031 kg) und darüber. Teilweise haben sie sogar Massen von über 100 Sonnenmassen. Ihre Radien sind im Vergleich zur Sonne dahingegen geringer: von zwischen drei und 25 Sonnenradien ist meist die Rede. Ihre Oberflächentemperaturen liegen wirklich in der Extreme: die Temperaturskala für WR-Sterne beginnt erst bei 30 000 Kelvin bei ihrer Oberfläche. Sie strahlen also sehr viel im UV-Bereich ab und im sichtbaren Bereich nur stark bläulich. WR-Sterne sind das Endstadium der Sterne, die in der Hauptreihe den Spektraltyp O innehatten.

WR-Sterne zeigen bis zu 100 Å (10 nm) Einschnitte von Spektrallinien, also Emissionen, nahezu schon fast ganze Bänder. Der Ursprung der Emissionslinien liegt bei hochionisiertem Sauerstoff, Stickstoff, Kohlenstoff, Neon usw. Planetarische Nebel haben ähnlich Muster. Das liegt daran, dass die Emissionslinien von seinen expandierenden Hüllen kommen, deshalb werden sie auch des Öfteren Hüllensterne genannt. Diese Hüllen werden von der harten UV-Strahlung, nein Bestrahlung, vom Kern ionisiert und dabei zum Leuchten (Rekombinationsleuchten, Leuchten das bei der Rekombination entsteht) angeregt. Bei den meisten WR-Sternen kann man die Hüllen nicht direkt sehen. Tatsächlich ist jedoch jeder zehnte Wolf-Rayet-Stern das Zentrum eines Planetarischen Nebels.

Die Hüllen der WR-Sterne expandieren mit wenigen Tausend Kilometern pro Sekunde nach außen, werden dabei aber nicht nur von dem Strahlungsdruck der hochenergetischen Photonen nach außen befördert, sondern auch der Sternenwind des WR-Sterns. Dabei habe ich gerade massiv untertrieben, denn eigentlich ist es ein regelrechter Teilchensturm, diese Korpuskularstrahlung von den WR-Sternen, denn durch Sternenwind verlieren sie eine Sonnenmasse pro Hunderttausend oder Zehntausend Jahre. Sie rotieren auch sehr schnell. Trotz ihrer 3 bis 25fachen Sonnenradien Größe können sie einmal in 20 Stunden ungefähr um sich selbst rotieren. An der Oberfläche beträgt die Rotationsgeschwindigkeit auch somit bis zu 300 km/s, was immerhin 0,1 Prozent der Lichtgeschwindigkeit ist. Unsere Sonne bewegt sich einmal in ca. 25 Tage um sich (am Äquator schneller als an den Polen) und schafft somit ca. 2 km/s was sogar der Erde mit ihrer Rotationsgeschwindigkeit ähnelt.

Ihr Spektrum kann sich in drei Unterklassen einteilen, je nachdem welches Element im Spektrum überwiegt: WC (für Kohlenstoff), WN (für Stickstoff), WO (für Sauerstoff). In welche Unterklasse ein WR-Stern eingeordnet wird, hängt von seiner Masse ab. WC-Typen zwischen ca. 25 und 60 Sonnenmassen schleudern erst im Stadium des Helium-Brennens ihre Hüllen ab. Dieses Stadium ist vergleichbar mit Roten Riesensternen, die erst deswegen Rote Riesen geworden sind, da ihre Kerntemperatur dafür passte das Helium-Brennen mit einem Helium-Blitz zu beginnen. WN-Sterne haben Massen über 60 Mal der der Sonne und blasen bereits beim Wasserstoffbrennen im Kern ihre Hülle ab. WO-Sterne gibt es nur sehr selten und verlässliche Daten gibt es kaum, aber ihre Emissionslinien weisen auf hochionisierten Sauerstoff (O IV) hin.

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Das Spektrum des Wolf-Rayet-Sterns WR 137, ein Stern des Typs WC7. Wellenlängen in Ångstroem gemessen (1 Å = 0,1 nm). Bildquelle: Gypaete at French Wikipedia, Public domain, via Wikimedia Commons; https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d6/Wr137_spc.png

Ihr kurzes Dasein endet in einer Supernova vom Typ Ib oder Ic, also ihr Wasserstoff ist aufgebraucht (im Falle der WR-Sterne vom Sternenwind einfach weggeblasen) und der Kern erzeugt nicht mehr genügend Energie und die Massen außerhalb vom Stern krachen in den Kern, dann gibt es eine Schockwelle, bei der sehr viel Sternenmaterie freigesetzt wird, der Kern wird bei den Supernovae, die vorher WR-Sterne waren, sehr wahrscheinlich immer zu stellaren Schwarzen Löchern.
Zuvor verlaufen massereiche WR-Sterne das Stadium der Hauptreihe als Spektraltyp O und wenn ihr Wasserstoff nach wenigen Millionen Jahren im Kern aufgebraucht wird, wandeln sich diese Sterne ins LBV-Stadium ein (das steht für Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen) und nach Masseverlusten zu WN, danach zu WC und anschließend eine Supernova vom Typ Ic.
Für weniger massereiche O-Sterne, also etwa unter 30 Sonnenmassen sieht der Weg etwas anders aus: Nach dem die „kleinen“ O-Sterne die Hauptreihe verlassen gehen sie in das LBV-Stadium über, werden anschließend Rote Überriesen und danach zu einem WN-Stern und folgend die Supernova vom Typ Ib. WR-Sterne sind damit die Sterne die auch die meisten supernovagefährdet sind.

Beispiele

Man dachte ursprünglich, dass WR-Sterne nur Komponente eines Mehrfachsternsystems sein können. Das ist jedoch nicht korrekt, denn es gibt auch viele WR-Sterne mittlerweile, die nachweislich keinen Partner haben (oder man noch keinen Partner entdeckt hat). Also schauen wir uns mal 4 Beispiele von bekannten WR-Sternen an.

γ Velorum

γ Velorum ist ein Stern erster Größenklasse (1,8 mag) und ist auch bekannt als Regor und Suhail al-Muhlif, liegt also im Sternbild Vela (Segel) und liegt für die mittleren Breiten hier in Mitteleuropa nur um knapp 10 Grad zu tief, sodass er von uns aus nicht gesehen werden kann. Suhail ist ein optischer Doppelstern, welche zwei Komponente spektrografische Doppelsterne (also „echte“) sind. γ Vel A oder γ2 Vel besteht aus einem 30 Sonnenmassen schweren O7,5III~V-Stern, also ein Blauer Riese, mit einer Leuchtkraft wie 280 Tausend Sonnen und sein Partner der WR-Stern ist ein WC8-Stern mit 9 Sonnenmassen und 170 Tausend Sonnenleuchtkräften, wobei das Spektrum vom WC8-Stern (γ Vel AB) überwiegt. γ Vel B ist ebenfalls ein spektrografischer Doppelstern, wobei die Hauptkomponente ein Blauer Riese (B2III) mit einem bisher noch nicht direkt bestätigten Partner ist. Wobei A 1 120 Lichtjahre weit weg liegt und B 920 Lichtjahre.

WR 124

Datei: M1-67 & WR124.png
Der Nebel M1-67 umgibt den Stern WR 124. Der Nebel liegt in der Größenordnung von 6 Lichtjahren im Durchmesser und besteht aus hochionisierter Sternenmaterie, Sternenwind und ehemaliger Hülle, hauptsächlich Wasserstoff. Eine H-Alpha-Aufnahme. Bildquelle: Judy Schmidt, CC0, via Wikimedia Commons; https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c6/M1-67_%26_WR124.png

Der WR-Stern WR 124 ist umgeben von einem Planetarischen Nebel, der aus seinen expandierenden Hüllen und Sternenwind stammt, örtlich begrenzt haben sich größere Klumpen im Nebel gefunden und der Nebel ist den Ursachen des Entstehens nach ein Rekombinationsnebel, der angetrieben vom krassen Sternenwind und der harten UV-Strahlung. Seine Entfernung zur Erde ist ungewiss, Schätzungen und Messungen zeigen eine Entfernung von fast 11 000 bis 41 000 Lichtjahre. Aufgrund dessen ist seine Leuchtkraft ebenso ungewiss, hier reichen die Schätzungen von 150 000 Sonnenleuchtkräfte bis zu einer Million. Das hängt auch von der nicht genau bekannten Entfernung zusammen. Er ist schon 8,6 Millionen Jahre alt und etwa 15 % Wasserstoff ist noch in ihm, seine Oberflächentemperatur beträgt etwa 39 800 Kelvin. Er ist ein Einfachstern und einer der hellsten Sterne der Milchstraße.

V444 Cygni

Das Doppelsternsystem V444 Cygni wurde 1937 entdeckt und ab 1940 von Gaposchkin als Doppelstern wahrgenommen. V444 Cygni ist ein Bedeckungsveränderlicher Doppelstern und in dem System umkreisen sich ein O6II~V und ein WN5 in 4 Tagen 5 Stunden und sechs Minuten, wobei 24 Stunden lang in einem Umlauf der O6-Stern vom WR-Stern bedeckt wird und somit die Helligkeit vom O6-Stern fehlt und dieser Stern bedeckt die Wolf-Rayet-Komponente für etwa 12 Stunden damit in einem Zyklus nochmals die Helligkeit kurzzeitig abfällt. Das System befindet sich ungefähr 4 400 LJ von uns entfernt und hat eine Helligkeit von ca. 8,0 mag.

WR 93b

Der Stern WR 93 b ist ein sehr seltener Stern des WO-Typs und liegt im Sternbild des Skorpions, genauer: WO3. Der Stern ist etwa 8 700 LJ entfernt, wobei die Unsicherheit hier im Bereich von 7 400 bis 10 600 Lichtjahren liegt. Bisher wurden nur 4 WO-Sterne in der Milchstraße entdeckt und 5 in anderen Galaxien, was insgesamt 9 bekannte WO-Sterne ergibt. Er besitzt ungefähr 8 Sonnenmassen, aber hat nur einen Radius von gerade mal 44 % der Sonne (!), er hat eine Temperatur von 160 000 Kelvin (!!) und eine Leuchtkraft von ungefähr 118 000 Sonnenleuchtkräften. Sein Licht wird vom Interstellaren Medium und Gas- u. Staubwolken zu etwa 99,75 % geschluckt, der Stern erscheint also im sichtbaren Licht etwa 6,5 mag dunkler als er eigentlich wäre. Er wäre ein Gamma-Ray-Burst-Kandidat bei seiner drohenden und anbahnenden Supernova, die vermutlich in den nächsten Hunderttausenden von Jahren passieren wird.

R136a1 ist übrigens auch ein WR-Stern, er hat ein Spektrum von WN5h und besitzt 215 Sonnenmassen, was eigentlich viel zu viel für die gängigen Massenobergrenz-Theorien bei Sternen ist, aber scheinbar trotzdem möglich ist. Er verliert durch den Sternenwind in etwa 5 000 bis 6 000 Jahren eine Sonnenmasse, was sehr extrem ist. Seit beginn soll er so schon 36 Sonnenmassen durch den Sternwind abgegeben haben.

Ihr Verbleib

Bis heute wurden schon über 300 WR-Sterne entdeckt und man schätzt, dass es insgesamt um die 2000 von ihnen in der Milchstraße verteilt sind, also sind Wolf-Rayet-Sterne sehr selten, da allein die Milchstraße schon mindestens 300 Milliarden Sterne beherbergt. Man hat also dennoch schon viele von ihnen vermutlich gefunden. Das liegt u.a. daran, dass WR-Sterne auch sehr hell sind, fast wie Leuchttürme in einem Ozean voller Sterne.

Quellen:

Schaut auch mal in das Video von Yggis Komos herein: https://www.youtube.com/watch?v=AIdE9ThtQhc

Die Geschichte der Astronomie, Teil 32

Hallo liebe Leser von GSA, ich stecke gerade in häuslicher Quarantäne und werde deswegen (versuchen) in nächster Zeit wieder aktiv für GSA zu schreiben. Heute geht es um zwei „kleinere“ Themen der Astronomie der ersten Jahrhunderthälfte des siebzehnten Jahrhunderts. Viel Spaß!

Christoph Scheiner und seine Sonnenflecken

„Christoph“ Christophorus Scheiner wurde am 25. Juli im Jahre 1573 oder 1575 (welches Jahr davon korrekt ist, ist vermutlich verloren gegangen). Er war als Astronom, Physiker, Optiker, Erfinder und Berater ein vielseitig beschäftigter Mensch und war u.a. als Professor in Ingolstadt und Rom tätig. Er gilt als Mitentdecker der Sonnenflecken.

Er besuchte das Jesuitengymnasium ab Mai 1591 bis zum 26.10.1595 in Augsburg und schloss erfolgreich ab. Er machte direkt danach ein Noviziat in Landsberg am Lech, 2 Jahre später genau legte er sein erstes Gelübde ab und studierte ab 1598 an der Universität in Ingolstadt. Allerdings zog er 1601 nach Dillingen um am Ordenskolleg dort vier Jahre lang als Lehrer zu wirken. Noch im selben Jahr, 1605, er hielt er in Dillingen den Titel des Magister artium (Magister der sieben freien Künste, Mathematik eingeschlossen) und wurde kurz später an den Hof von Wilhelm V. nach München geholt, um sein zwei Jahre zuvor erfundenes Schreibinstruments erklären zu lassen. Im Herbst studierte er weiter in Ingolstadt und wurde 1609 Doktor der Theologie und im Frühling wurde er innerhalb eines Monats zweimal kirchlich „befördert“.

4 größere Sonnenflecken auf der Sonnenscheibe. Beobachtet im Jahr 2000 im Observatorium Großhadern bei München. Bildquelle: Hans Bernhard (Schnobby), CC BY-SA 3.0 https://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0, via Wikimedia Commons; https://upload.wikimedia.org/wikipedia/
commons/8/8d/Sunspots.JPG

Am 15. Oktober 1610 bekam er den Lehrstuhl für Mathematik an der Universität Ingolstadt. Er baute sich drei Jahre später ein Teleskop und nutzte fortan den Turm der Heilig-Kreuz-Kirche in Ingolstadt als Sternwarte. Er interessierte sich hauptsächlich für die Sonne. Er beobachtete mit dem bloßen Auge, aber nur bei Nebel und mit farbigen Gläsern als Filter. Jedoch entwickelte er in der folgenden Zeit verschiedene Helioskope und Projektionsflächen, damit nicht direkt in die Sonne geschaut werden muss. Er als Optiker hat einige Ideen zur Verbesserung der Sonnenobservation gebracht, wie z.B. die Scheiner-Fokus-Scheibe und Christoph Grienberger hat für Scheiner die parallaktische Montierung erfunden, sodass Teleskope nun leichter stehen können.

Scheiner beobachtete also am Vormittag des 21. März 1611 erstmals diese Flecken auf der Sonne sehen und später im Oktober mit seinem Schüler Cysat. Scheiner bemerkte, dass die Flecken nahe dem Sonnenäquator schneller rotieren als in höheren Sonnenbreiten. Zuerst dachte er daran, dass die Flecken nicht zur Sonne gehören, da er der Überzeugung war, dass die Sonne ein „Reinkörper“ war. Er erkannte schnell, dass dem nicht so war. Seine Ordensbrüder rieten zur Vorsicht, denn dass die Sonne keine „Verunreinigung“ haben könne, liege an Aristoteles‘ Ideen und Ansichten und dessen Weiterreichung bis in die frühe Neuzeit. Außerdem würde es wohl ähnliche Anschauungen geben wie zu Kopernikus, Galilei und Kepler. Der Ratsherr Markus Welser führte mit Scheiner einen knappen Schriftwechsel über dieses Phänomen und veröffentlichte seine Briefe am 5. Januar 1612. Welser ließ Galilei und Kepler je ein Exemplar zukommen und Galilei antwortete Anfang Mai bereits ausführlich darüber und berichtet, dass er diese Sonnenflecken bereits auch beobachtete. Galilei hielt sie eher für „Wolken“ und Scheiner aber für Monde.

Scheiner stellte fest, dass die kristallinen Sphären, die Ptolemäus benutzte, um die Himmelsmechanik zu erklären, zu kompliziert und zu unwahrscheinlich waren und nun sich Gedanken über die Weltbilder machte. Er erhielt für seine Schrift über die drei diskutierten Weltbilder (Geozentrisch, tychonisch und heliozentrisch) eine Mahnung Dezember 1614 und publizierte ab da an erstmal nur unkritischere Forschungen, wie z.B. die optischen Effekte des Sonnenauf- und untergangs. Mit einem seiner Schüler publizierte er ein umfassendes Werk zu Sonnenuhren im Jahre 1617.

Scheiner und Galilei geraten später in Konflikt und Scheiner soll zu Ungunsten Galilei beim Prozess über seinem Dialog gewirkt haben, was sich aber nicht beweisen lässt.

Frühe Beobachtungen der Venustransite

Ein Venustransit ist, wenn sich die Venus genau so zwischen die Sonne und die Erde schiebt, sodass sich für uns Beobachtende auf der Erde die Venus einen kleinen Punkt auf der Sonne verdeckt. Auch der Merkur macht Transite, da beide Planeten Merkur und die Venus näher der Sonne sind als die Erde zu ihr.

Die Menschen beobachteten die Transite schon seit den Urzeiten. In diesem Fall jedoch stellte sich der Mond vor die Sonne und verdunkelte sie komplett. Galileo Galilei und andere Astronomen seiner Zeit berechneten anhand der Beobachtungen der Bewegungen der galileïschen Jupitermonde die allgemeinen Planeten- und Mondbewegungen, um auch bessere Vorhersagen machen zu können, wie die Stellung der galileïschen Jupitermonde in z.B. 4 Wochen und 3 Tagen stehen. Johannes Kepler bemerkte bei seinen Rudolfinischen Tafeln, dass die Venus sich vor die Sonne schieben könnte. Daraus leitete er sich ab, dass man bei einem Venustransit feststellen konnte, wie weit die Sonne wirklich entfernt war, denn zu dieser Zeit waren noch alle Berechnungen und Schätzungen zu gering. Seine Methode beinhaltete zwei Beobachter, die zur gleichen Zeit zu zweit von zwei weit entfernten Punkten auf der Erde den Venustransit durch Parallaxe und Länge des Transits, bzw. die Geschwindigkeit der Venus während des Venustransits berechnen.

Der persische Gelehrte und Astronom soll 1032 einen Venustransit beobachtet haben (ohne Fernrohr, natürlich). Kepler sagte mithilfe seiner Tafeln voraus, dass es 1631 einen Venustransit gibt und 1639 nur ganz knapp ein Venustransit verpasst wird. Der freie englische Astronom Jeremiah Horrocks, zu dem wir dann im nächsten Teil kommen, berechnete mithilfe verbesserter Berechnungen, dass der Beinahe-Venustransit für 1639 doch ein voller Venustransit werden sollte. Er bestimmte das Datum des Venustransits für den 04. Dezember 1639 und konnte ihn dann auch beobachten und aufzeichnen. Horrocks berechnete aus seinen Beobachtungen heraus, dass die Sonne etwa 96 Millionen Kilometer von der Erde entfernt sein soll, was immerhin schon etwas mehr als das 12fache der antiken Gelehrten Ptolemäus und Aristarchos ist, aber dennoch 35 % unter dem heutigen äußerst genauen Wert von den durchschnittlichen 149 597 870 700 Meter lag.

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Eine Aufnahme des Venustransits (Die Venus ist hier eine schwarze Scheibe) vom 06. Juni 2012 gegen 04:14 UTC. Bildquelle: Ralf Hofner, CC BY-SA 3.0 https://creativecommons.org/licenses/
by-sa/3.0, via Wikimedia Commons; https://upload.wikimedia.org/wikipedia/
commons/0/0a/VT_Jessnigk_2012.GIF

130 Jahre später segelte James Cook im Rahmen eine großangelegten weltweiten Kampagne nach Tahiti, um die Entfernung Erde – Sonne mit vielen anderen Astronomen auf der Erde genauer zu bestimmen, was ihm auch gelang (konnte aber keine Angabe zur Schätzung der Sonnenentfernung bei diesem Experiment finden). Juni 2004 und Juni 2012 gab es jeweils einen Venustransit, welcher weltweit von Millionen von Menschen beobachtet werden. Der nächste Venustransit gibt es erst wieder 2117, was leider nicht viele heutige Menschen wahrscheinlich mitverfolgen können. Sie gibt es nur so selten, nämlich vier Stück in 234 Jahre, weil die Inklination der Venusbahn mit 3,394 7° gegenüber der Ekliptik relativ hoch ist.

Quellen:

Die Raumsonde OSIRIS-REx begreift den Asteroiden Bennu

Heute früh, am 21.10.2020 kurz nach Mitternacht schon, gegen 00:12 MESZ hat die Raumsonde OSIRIS-REx der gleichnamigen 7-jährigen Mission der NASA (Kooperation mit der JAXA wegen ähnlichem Raumfahrtprogramm mit der Hayabusa-2-Mission), gestartet am 09. September 2016 mit einer Atlas V 411, vermutlich 60 Gramm Gestein und 26 cm³ feine Körper von der Oberfläche von Bennu (101955) eingesammelt. Dazu war sie dem Asteroid bis auf wenige Meter nahekommen. Der Greifarm des OSIRIS-REx (TAGSAM = Touch-And-Go Sample Acquisition Mechanism) wird die Aufnahme des Gesteins durchführen.

File:OSIRIS-REx Artist’s conception.png
Künstlerische Darstellung, Computergrafik von OSIRIS-REx. Bildquelle: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c0/OSIRIS-REx_Artist%E2%80%99s_conception.png; NASA/GSFC, Public domain, via Wikimedia Commons
Eine Bildserie des Asteroiden Bennus, aufgenommen am 03. Dezember 2018 von der OSIRIS-REx-Raumsonde aus einer ENtfernung von ca. 80 km. Von dort aus sah die Raumsonde den Bennu als Fläche von nur ca. 2/3 der Vollmondgröße. Bildquelle: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/
commons/9/9a/Asteroid-Bennu-OSIRIS-RExArrival-GifAnimation-20181203.gif
; NASA/Goddard/University of Arizona, Public domain, via Wikimedia Commons

Bennu ist ein kohlenstoffhaltiger, relativ dunkler Asteroid hat einen Durchmesser von 494 Meter und er könnte mit einer geringen Wahrscheinlichkeit von 0,037 Prozent nach dem Jahre 2135 im 22. Jahrhundert mit der Erde kollidieren. Seine Oberfläche und seine Gestalt gleichen zweier Kegel, die mit ihren Kreisflächen zusammengesteckt wurden. Auf seiner Oberfläche sind lauter Steine, die anscheinend nur auf dem Asteroiden draufliegen. Das zeigt sich in den Bildern.

NASA’s Goddard Space Flight Center, Public domain, via Wikimedia Commons

Bevor OSIRIS-REx Anfang Dezember 2018 bei Bennu ankam, dachte man aufgrund der bisherigen Datenlage, dass die Oberfläche Bennus sandig und relativ “glatt” sei. Als das Gegenteil der Fall war, war klar, dass das OSIRIS-REx-Team improvisieren muss. Das Problem: der “Material-Abgreif-Platz” namens “Nightingale” (deutsch: NAchtigall), der ausgewählt wurde, hat nur 16 Meter im Durchmesser, was viel kleiner als gedacht ist und die Region außen herum beherbergt viele große Felsen. Aus diesem Grund ist die Koordination wichtig. Nein, noch besser, die OSIRIS-REx-Raumsonde muss sich selbst kontrollieren, denn in ca. 334 Mio. km, wie die Small-Body Database der NASA zeigt, kommen Signale von der Sonde erst nach knapp 1 114,77 Sekunden, das sind 18 Minuten und fast 35 Sekunden, an und ein Signal zurück braucht genauso lange.

File:OSIRIS-REx Checkpoint Rehearsal.gif
Der erste Annäherungstest am 14. April 2020, OSIRIS-REx kam hier bis auf 65 Meter etwa runter, bevor sie ihr Triebwerk zündete und den test beendete. Die Technik, welche im GIF sichtbar ist, ist der TAGSAM-Sammelarm. Bildquelle: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/
commons/9/99/OSIRIS-REx_Checkpoint_Rehearsal.gif; NASA/Goddard/University of Arizona, Public domain, via Wikimedia Commons

Die Methode des Abgreifens von den 60 Gramm Material von Bennu verlief etwa wie folgt: OSIRIS-REx näherte sich zunächst dem Asteroiden in einer elliptischen Bahn für einige Stunden an und ging dann auf 125 Meter herunter und ab da startete OSIRIS-REx den elliptischen Orbit zu verlassen und wie ein Raubvogel auf ihre Beute zu stürzen. Wenige Minuten später passte die Raumsonde noch ihre Flugbahn nach unten der Rotation des Asteroiden an und näherte sich auf bis 5 Meter an, der Punkt, an dem die Sonde selbst entscheidet, sich selbst in Sicherheit zu bringen, falls das Risiko um ihre Sicherheit zu groß würde. Als sie diesen Punkt erreicht hat, erreichte sie für Sekunden mit ihrem Greifarm (TAGSAM) die Oberfläche, den die Sonde bereits um 19:50 MESZ am Vortag (20.10.2020) ausgefahren hatte. Dann ließ sie Stickstoff aus ihrer Patrone ausstoßen, damit Staub und kleine Steine aufgewirbelt werden und so Material von dem Ort der Probe entnommen. Danach zündete sie ihre Triebwerke und kehrte nach einigen Minuten in einen Orbit um Bennu zurück.

Ob tatsächlich Material gesammelt wurde und auch genügend, ist gar nicht so leicht und schnell festzustellen. Alle anderen Events sind aber wie gewollt eingetroffen und das Team war damit erstmal glücklich. Die nächsten Tage soll per Zentripetalkraft – sprich die Sonde wird dafür einen Moment um sich selbst rotieren – rechnerisch ermittelt werden, wieviel Gestein und Material eingesammelt wurde, denn je mehr gesammelt wurde, mit desto mehr Kraft wird das gesammelte Gestein von der Sonde “weggedrückt” werden. Eine erste Bestätigung des erhofften Erfolgs soll bereits heute per Video der Aktion kommen. Ob das Material Einsammeln ein Erfolg war, wird am 30.10 entschieden.

Eine Übersicht der 4 finalen Einsammel-Regionen, welche alle hier als ca. 30×35 m dargestellt werden. Jeder der vier Ausschnitte macht ca. 0,7 – 0,75 % der Bennu-Oberfläche aus. Bildquelle: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e5/OSIRIS-REx_candidate_sample_sites_on_Bennu.png; NASA/Goddard/University of Arizona, Public domain, via Wikimedia Commons

Am 12.01.2021 würde ein neuer Versuch stattfinden um mehr Material zu sammeln, falls OSIRIS-REx noch nicht genug Material gesammelt hat. Fall dem so wäre, würden sie es mit der Region “Osprey” versuchen, diese liegt in einem Krater nahe dem Bennu-Äquator. Am 3. März wird OSIRIS-REx dann den Asteroiden verlassen und am 24. September im Jahr 2023 wird eine Rückkehrkapsel zusammen mit der Probe sehr nahe der Erde gestartet werden und am selben Tag noch in der Wüste von Utah landen. Danach wird OSIRIS-REx in einem Sonnenorbit verbleiben.

File:OSIRIS-REx-diagram without labels.png
Schematischer Aufbau der OSIRIS-REx.
A: Rückkehrkapsel; B: TAGSAM; C: Sondenkörper; D: Solarmodule; E: Parabolantenne; f: Triebwerke; g: Sternsensoren; h: Antenne; j: Antenne; k: Heliumtank; 1: Lidar; 2: OLA; 3: OCAMS; 4: OTES; 5: OVIRS.

OSIRIS-REx ist ein Akronym für: Origins, Spectral Interpretation, Resource Identification, Security, Regolith Explorer.

Bildquelle: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/9b/OSIRIS-REx-diagram_without_labels.png; NASA, Public domain, via Wikimedia Commons

OSIRIS-REx hat eine Leermasse von 880 kg, inklusive Treibstoff 2 110 kg, sie besteht auch noch aus zwei Solarpanele, die in der x- und y-Achse geneigt werden können, welche bis zu 3 Kilowatt im Maximum liefern. Die Raumsonde hat auch noch einige Kameras und Spektrometer, welche u.a. im Infrarot- und Ultraviolettbereich, sowie Röntgenbereich Bennu und seine Bestandteile im Spektrum zerlegen. Man erhofft sich von der Erforschung von Bennu weiteres Wissen um die Planetenentstehung vor 4,567 Mrd. Jahren, da Bennu original aus dieser Frühzeit stammt.

Ich für meinen Teil bleibe bei dem Thema weiter dran und freut euch auf wieder mehr in den nächsten Tagen. 🙂

Quellen:

Mizar und Alkor

Vierfachsternsystem oder Sechsfachsternsystem

Wahrscheinlich habt ihr schon alle beim Großen Wagen, der selbst nur ein Asterismus im Sternbild des Großen Bärs ist, beim zweiten Stern vom Anfang des Schwanzes ausgehend einen Begleiter in unmittelbarer Umgebung gesehen. Der lichtschwächere Stern Alkor ist tatsächlich etwa 2 Größenklassen dunkler als der größere Stern Mizar. Mizar bildet ein Doppeldoppelsternsystem, also zwei Sternpaare umkreisen sich, jedoch ist Alkor nochmals ein Doppelstern.

*wobei einige ältere Quellen zwischen 0,5 und 1,5 Lichtjahren vermuten und neuere Quellen zwischen 0,17 und 0,55 LJ und die meisten aktuellen und guten Daten um 0,28 LJ liegen.

Die bläulich markierten Felder sind Schätzungen mit Fehlerquoten der Schätzungen von mir, auf Basis von ähnlichen Sternen. Die grünliche Schrift sind eigene Berechnungen aus den anderen gegebenen Daten. Die tatsächliche Datenlage scheint zwar noch ein wenig inkomplett zu sein, zumindest sind die Angaben stimmig.

Mizar

Mizar ist streng genommen laut der WGSN (Working Group on Star Names) der IAU (International Astronomical Union) nur der Name für den visuellen Doppelsternpaar Mizar A. Das zahlenstarke Sternenpaar liegt nur ungefähr 83 bis 86 Lichtjahre weit weg, ermittelt aus seiner Parallaxe von ungefähr 38 Millibogensekunden, also wenn die Erde im Januar zu Juli zweimal die Distanz zur Sonne bei beiden Ständen entfernt ist, „bewegt“ sich Mizar scheinbar circa 38 Millibogensekunden von seiner jeweils anderen Position am Himmel und dadurch leitet sich seine Entfernung ab, wobei die englische Wikipedia von 39,4 Millibogensekunden spricht. Mizar hat eine Helligkeit von 2,05 mag, davon bei Mizar A eine Helligkeit von 2,23 mag und Mizar B eine von 3,88 mag.

Was gibt es noch über Mizar zu sagen? Mizar A hat ein Spektrum von A1Vp und Mizar B ein Spektrum von Am. Das Doppelsternpaar Mizar A ist also im oberen Bereich des A-Typs, wobei noch zwei Klassen über dem A-Typ stehen. Das V bei A1Vp zeigt an, dass es sich um ein Hauptreihenstern handelt, also dass der Stern im ersten Stadium seines Lebens steht und das p nach dem V steht für „chemisch pekuliär“ (d.h. chemisch verschieden). Mizar B hat ein Spektrum von Am und ist somit ein „Am-Stern“ und ebenfalls chemisch pekuliär. Am-Sterne haben eine Klassifikation von meist um die A8V. Mit dem A-Typ als Spektralklasse von Mizar A, was vermutlich nur auf Mizar Aa zutrifft, ist eine Masse von ca. 3 bis 3,5 Sonnenmassen üblich. Die Studie Stellar Astrophysics With A Dispersed Fourier Transform Spectrograph. Ii. Orbits Of Double-Lined Spectroscopic Binaries aus November 1998 von Hummel et al. spricht von einer Maße des Gesamtsystems Mizar A von ca. 4,4 bis 4,5 Sonnenmassen, wobei auf Aa 2,22 Sonnenmassen und auf Ab 2,24 Sonnenmassen fallen, womit beide Systemmitglieder des Mizar-A-Systems ähnlich schwer wären. Sie teilen sich auch andere Eigenschaften. Sie besitzen etwa eine effektive Oberflächentemperatur von ca. 9000 K und einen Radius von 2,4 Sonnenradien, das wären ca. 1,7 Millionen Kilometer. Die Leuchtkraft wird auf 30 bis 45 Sonnenleuchtkräfte geschätzt. Aa und Ab sind maximal nur 9,83 Millibogensekunden oder 54 Millionen Kilometer entfernt. Die beiden brauchen ca. 20,5 Tage, um sich gegenseitig auf einer hochelliptischen zu umkreisen.

Jetzt haben wir schon über Mizar A viel geredet, aber noch nicht so viel über Mizar B. Also nun über Mizar B. Mizar B beschriebt einen Orbit zusammen mit Mizar A, denn sie sind ja zwei Doppelsternpaare. Er kann im Teleskop scharf von Mizar A getrennt werden, denn sie haben einen Abstand von 14,4 Bogensekunden am Nachthimmel. Was nur nach so wenig aussieht, täuscht, denn: Mizar A und B umkreisen sich in einem Abstand von etwa 380 AE! Licht selbst braucht für 380 AE im Vakuum mehr als zwei Tage, deshalb ist auch die Rede analog zum Lichtjahr von „Lichttag“. Selbst die Voyager-1-Raumsonde müsste dafür noch ca. anderthalbmal so weit fliegen. Mizar Ba hat eine Masse von ungefähr 1,8 Sonnenmassen und ist der besagte Am-Stern, denn die noch spezifischere Spektralklasse von kA1hA2mA7IV-V besagt, dass die Kalzium-Linien (k) auf dem Niveau eines A1-Sterns sind, während Wasserstoff „h“ auf dem Niveau von A2 liegt und sonstige Metall-Linien „m“ auf A7. Das IV-V besagt, dass Ba sich zwischen der Hauptsternenreihe und der Unterriesen. Unterriesen bilden den Übergang zwischen der Hauptsternenreihe und den Roten Riesen. Das interpretiere ich mal so, als ob Mizar Ba nicht mehr lange braucht, bis er ein Roter Riese werden wird. Vielleicht sind es noch 5 Millionen Jahre, oder auch noch 50 Millionen. Ba hat eine Effektive Oberflächentemperatur von ungefähr 8 425 Kelvin, was etwa einem hellen Blau entspricht.

Über Bb weiß man fast gar nichts, das Licht von Ba überstrahlt jenes von Bb. Dennoch brauchen sie fast ein halbes Jahr, da sie 29,849 mas, also knapp 30 Millibogensekunden oder eine halbe Bogensekunde auseinanderstehen. Bb soll eine Masse von 0,25 bis 0,65 Sonnenmassen besitzen und wäre damit ein Roter Zwerg.

Unten links ist Mizar A und B zu sehen, oben rechts Alkor und über Mizar der Stern Sidus Ludoviciana, zu dem unten mehr. Bildquelle: https://www.flickr.com/photos/36519414@N00/2810025353/; Thomas Bresson / CC BY (https://creativecommons.org/licenses/by/2.0)

Alkor

Alkor ist der schwächere optische „Begleiter“ von Mizar und ist schon mit dem bloßen Auge von Mizar zu trennen. Er ist ebenfalls ein Doppelsternsystem, welches aus Alkor A und Alkor B besteht. Alkor A ist ein Stern der Spektralklasse A5Vn. Das n hinten dran bedeutet, dass die Spektrallinien des Sterns diffus sind. So hat Alkor A eine Masse von ungefähr 1,84 Sonnenmassen, eine Leuchtkraft von etwa 13 bis 14 Sonnenleuchtkräften mit einer Effektiven Oberflächentemperatur von 8 030 Kelvin. Das Sternsystem von Alkor liegt etwa 81,7 Lichtjahre weit weg und die Entfernung konnte auf 0,266 Lichtjahren genau bestimmt werden. Also ein Stern ähnlich Mizar Ba, ohne besondere Spektrallinien. Alkor hat eine Helligkeit von 4,01 mag, sein Begleiter Alkor B eine Helligkeit von 8,8.

Alkor B ist fast noch interessanter, Alkor B ist ein Roter Zwerg der Spektralklasse von M3 und wurde tatsächlich erst 2009 entdeckt und 2010 veröffentlicht, da dieser Rote Zwerg nur eine Magnitude von 8,8 hat und sogar noch eng an Alkor A gebunden ist. Ursprünglich ging von Alkor eine Röntgenstrahlung von ungefähr 2 × 1021 Joule abging, was eigentlich kaum sein kann, da A-Sterne in der Regel keine Röntgenstrahlung abstrahlen dürften. Alkor B dürfte etwa ein Viertel der Masse der Sonne aufweisen.

Mögliche Verbindung zwischen Mizar und Alkor

Mizar und Alkor gehören zu der Ursa-Major-Sternenassoziation, es ist eine Bewegungsgruppe von Sternen im Großen Bär, in der unter anderem die Sterne des Großen Wagens außer Alkaid und Dubhe dazugehören, aber auch andere Prominente Sterne wie Adhafera im Sternbild des Löwen und Kapella, der Hauptstern in Auriga. Äußerst viele Sterne dürften sich aufgrund der Menge der Ablagerungen schwerere Elemente nach Helium vor ungefähr 300 Millionen Jahren gebildet haben. Die Sterne der Gruppe haben Entfernungen von ca. 75 bis 85 Lichtjahre und sind damit die nahestehendste Sternbewegungsassoziation. Der „Bewegungshaufen“ bewegt sich durchschnittlich mit 14 km/s in Richtung Sternbild Schütze (von den Himmelskoordinaten her) und relativ zur Sonne etwa 29 km/s. Der Strom war einmal ein Offener Sternhaufen, ist aber in den letzten 50 Millionen Jahren auseinandergedriftet. Also ein sehr offener Offener Sternhaufen, he he.

Der Asterismus “Großer Wagen” im Sternbild Großer Bär, Ursa Majoris, Bild aus SpaceEngine. Der Zweite von links ist Mizar mit dem “Reitersternlein” Alkor.

Da Mizar und Alkor nicht nur in einer Bewegungsassoziation sind, sondern auch sehr nah zueinander, der Abstand handelt sich um 0,36 ± 0,19 Lichtjahre, die Unsicherheit dahinter ist groß, weil die genaue Entfernung nicht bekannt ist, da die Unsicherheit hierüber auch ein paar Lichtjahre betrifft, wird darüber nachgedacht, ob Alkor und Mizar möglicherweise gravitativ gekoppelt sind, ähnlich wie Alpha Centauri und Proxima. Die Sachlage ist dahingehend ungewiss, es gibt einige Hinweise, jedoch ist man sich an dem Punkt nicht sicher, ob sie tatsächlich was zu tun haben, auch wäre die gemeinsame Umlaufgeschwindigkeit sehr winzig, um entdeckt zu werden. Meine eigene Meinung ist, dass nur einigermaßen wahrscheinlich ist, dass sie gravitativ gebunden sind, da die beiden Sterne keine zu ähnliche eigene Bewegung haben, wie oben in der Tabelle gezeigt.

Der andere Stern

Im Mizar–Alkor-Gespann gibt es allerdings noch einen weiteren Stern. Er heißt inoffiziell „Sidus Ludoviciana“, was in Latein so viel heißt, wie „Ludolfs Stern“, welcher der Landgraf Louis VIII. von Hessen-Darmstadt war und vom deutschen Astronom Johann Georg Liebknecht am 02. Dezember 1722 „wieder“entdeckt und so benannt wurde, denn zuvor hatte Benedetto Castelli im Jahr 1616 einen Stern auf derselben Position beobachtet. Sidus Ludoviciana hat eine Helligkeit von 7,58 mag und ist ein Roter Riese (aber in weißblau) mit dem Spektrum A8III.

Tatsächlich ist dieser Stern kein Stern der Bewegungsassoziation und gar nicht mal in der Nähe, sondern einige Male weiter weg als Mizar und Alkor zu uns. Die genaue Entfernung beträgt laut der SIMBAD ziemlich genau 300 Lichtjahre (300,4 ± 0,8 LJ)

Quellen:

Sensation: Haben wir Anzeichen für Leben in der Venusatmosphäre entdeckt?

Am 14.09.2020 gegen 16 Uhr, genaue Uhrzeit weiß ich nicht mehr, schrieb ich als Kurznews in die Seitenleiste von GSA:

Neueste Entwicklungen in der Astronomie zeigen, dass es große Mengen an Phosphane in der Venusatmosphäre gibt, das hat man durch spektrografische Analysen herausgefunden. Jetzt ist es so, dass es nicht viele Wege gibt, wie das Phosphan entstehen können. Das einfachste Molekül (Monophosphan) aus der Reihe der Phosphane ist eine Verbindung aus 3 Wasserstoffatomen und einem Phosphoratom und kann im Grunde nur biologisch oder im Labor entstehen. Die Zeichen auf Leben in der Venusatmosphäre waren schon gegeben. Während es auf der Oberfläche der Venus um die 450 °C bei ca. 91,5 Bar herrschen, gibt es in 40 bis 50 km Höhe angenehmere Werte. Die darüberliegenden Wolkenschichten schützen diesen Bereich vor harter UV-Strahlung und immer wieder auftauchende Verfärbungen der dichten Wolkenschicht zu sehen. Die russischen Venera-Raumsonden versuchten in den 70ern und frühe 80er die Venus zu erreichen, jedoch ohne großen Erfolg. Den gewaltigen Druck, Hitze und auch Schwefelsäure in der Venusluft hielten sie nicht lange aus. Über dieses Thema gibt es von der Royal Astronomical Society um 17:00 am 14.09 eine Pressekonferenz (und mit deutschsprachigen Kommentaren hier) und es folgt auch noch ein Beitrag auf GSA.

Genau! Und die Royal Astronomical Society (RAS) hat gemäß der Ankündigung ihre Pressekonferenz gegeben. Bereits einige Stunden vorher wurde von Presseleuten, die nicht unter einem „Embargo“ bis zur Pressekonferenz standen, „geleakt“. Einige Informationen mussten dann doch wieder gelöscht werden und so konnte eine zusätzliche Aufgeregtheit verbreitet werden. In der deutschen Astronomie-Szene auf YouTube haben dazu viele YouTube-Kanäle darauf aufmerksam gemacht und die Pressekonferenz, die ebenfalls auf YouTube veröffentlicht wurde, aber fand in einer Schaltung von dem mittlerweile gut bekannten Anbieter „Zoom“ statt. Was gibt es also über diese Ereignisse zu berichten?

Bevor wir die Pressekonferenz genau analysieren, werfen wir einen kurzen Blick auf die Zusammenfassung der in Nature Astronomy veröffentlichten Studie über dieses brisante Thema.

Measurements of trace gases in planetary atmospheres help us explore chemical conditions different to those on Earth. Our nearest neighbour, Venus, has cloud decks that are temperate but hyperacidic. Here we report the apparent presence of phosphine (PH3) gas in Venus’s atmosphere, where any phosphorus should be in oxidized forms. Single-line millimetre-waveband spectral detections (quality up to ~15σ) from the JCMT and ALMA telescopes have no other plausible identification. Atmospheric PH3 at ~20 ppb abundance is inferred. The presence of PH3 is unexplained after exhaustive study of steady-state chemistry and photochemical pathways, with no currently known abiotic production routes in Venus’s atmosphere, clouds, surface and subsurface, or from lightning, volcanic or meteoritic delivery. PH3 could originate from unknown photochemistry or geochemistry, or, by analogy with biological production of PH3 on Earth, from the presence of life. Other PH3 spectral features should be sought, while in situ cloud and surface sampling could examine sources of this gas.

Nature Astronomy / Jane S. Greaves, 
Anita M. S. Richards, 
William Bains et al. (https://www.nature.com/articles/s41550-020-1174-4)

Was der Google Übersetzer übersetzt als:

Messungen von Spurengasen in Planetenatmosphären helfen uns, andere chemische Bedingungen als auf der Erde zu untersuchen. Unser nächster Nachbar, Venus, hat Wolkendecks, die gemäßigt, aber hyperazid sind. Hier berichten wir über das offensichtliche Vorhandensein von Phosphingas (PH3) in der Venusatmosphäre, wo Phosphor in oxidierter Form vorliegen sollte. Einzeilige Millimeterwellenband-Spektraldetektionen (Qualität bis zu ~ 15σ) (Anm. von mir: 15 Sigma ist eine äußerst hohe Wahrscheinlichkeit) von JCMT- und ALMA-Teleskopen haben keine andere plausible Identifizierung. Atmosphärisches PH3 bei einer Häufigkeit von ~ 20 ppb wird abgeleitet. Das Vorhandensein von PH3 ist nach eingehender Untersuchung der Steady-State-Chemie und der photochemischen Pfade ungeklärt. Derzeit sind keine abiotischen Produktionswege in der Atmosphäre, den Wolken, der Oberfläche und dem Untergrund der Venus oder durch Blitz-, Vulkan- oder Meteoritenabgabe bekannt. PH3 könnte aus unbekannter Photochemie oder Geochemie oder in Analogie zur biologischen Produktion von PH3 auf der Erde aus dem Vorhandensein von Leben stammen. Andere spektrale PH3-Merkmale sollten gesucht werden, während in situ Wolken- und Oberflächenproben die Quellen dieses Gases untersuchen könnten.

Philip Diamond, der Direktor der RAS, beginnt mit einer knappen Begrüßung und Einleitung (z.B., dass sie 4 000 Astrophysiker und Geophysiker in der ganzen Welt beherbergen und betont die Internationalität der Organisation) und stellt die Teilnehmer der Videokonferenz vor. Da gäbe es die Prof. Jane Greaves von der Cardiff University, außerdem noch Cesaro Seeger und Dr. William Baines der MIT (Massachusetts Institute of Technology). Die Veröffentlichung der Studie hat insgesamt auch 19 Autoren von z.B. der East Asian Observatory, Cambridge Imperial College, The Open University, Royal Observatory Greenwich, vom ALMA in der chilenischen Wüste und der Kyoto Sango University. Abschließend stellt er den knappen Aufbau der Videokonferenz: es gibt kleine Präsentationen von den Teilnehmern der Pressekonferenz und hinterher die Pressefragen aus der Zoom-Schaltung.

Als die Jane Greaves beginnt ihre kleine Präsentation zu beginnen, haben sie ihre Studie in Nature Astronomy veröffentlicht. Sie fängt an von ihrer Beobachtung zu sprechen. Sie hätten Phosphan in der Venusatmosphäre entdeckt. Sie erklärt, dass die Aufregung der Wissenschaft daherkomme, dass Phosphan auf der Erde von Kleinstlebewesen ausgeschieden werde, welche in Sauerstoffatmosphären leben und dass man das auf die Wolken der Venus übertragen könne. Die Oberfläche der Venus wäre in Vergangenheit kühler als die heute sehr heiße Venus und dass dann daher möglicherweise die theoretischen Lebensformen herkämen. Allerdings wären die Lebensbedingungen heute in der Atmosphäre der Venus auf der Höhe von 40 bis 50 Kilometer wegen starkem währendem Wind und hochsauren Wolken ebenfalls unfreundlich, abgesehen davon, dass die Temperaturen von ungefähr 30 Grad Celsius dann doch erdähnlich seien.

Sie hätte bereits 2016 ihr Projekt gestartet in den Wolken der Venusatmosphäre nach Phosphan als Lebensanzeichen zu suchen. Sie habe es mit dem James Clerk Maxwell Teleskop der East Asia Observatory in Hawai’i versucht, welche gewisse Verbindungen zu der RAS habe. Gleichwohl mit dem ALMA (Atacama Large Millimeter/Submilimeter Array) in Chile.

Image of the James Clerk Maxwell Telescope against a starry background
Das James Clerk Maxwell Teleskop der East Asia Observatory auf dem Mauna Kea in Hawai’i als einer der größten Submilimeter-Teleskope der Welt. Will Montgomerie / EAO / JCMT Bildquelle: https://ras.ac.uk/sites/default/files/2020-09/Image-JCMT-Credit-Will_Montgomerie_EAO-JCMT.JPG

Okay, was heißt das? Nun, die Venus sei eine natürliche Radioquelle und die Gruppe hätte nach Radiosignale um die 1,123-Millimeterwellenlänge geschaut und kämen wohl von der mittleren Wolkenschicht. Das Phosphan könne jetzt die Radiowellen zum Teil absorbieren, sodass man im Spektrum Einschneidungen sehe. Die Absorption passiere bei einer sehr einzigartigen Wellenlänge und es hätte mit der Quantenrotation des Moleküls zu tun. Diese Berechnungen, wieviel an Phosphan es in der Venusatmosphäre, gemessen durch den Einschnitt des Phosphans in das empfangene Spektrum, gibt, habe Hideo Sagawa von der Kyoto Sangio University getätigt. Die Daten des Radioteleskopverbunds ALMA hätten dann nochmal die Existenz des Phosphans im Spektrum der Venus mit Zufriedenheit, allerdings auch unerwartet bestätigt. Hideos Model ergab eine Ansammlung von Phosphan-Molekülen in der Venusatmosphäre von ungefähr 20 ppb (parts per billion/Teile je Milliarden).

Einige Sekunden später bestätigt sie, dass diese Radiowellen von der Wellenlänge um den Einschnitt verursacht vom Phosphan aus der moderaten Zone der Venusatmosphäre komme. In dieser Zone (ca. 50 bis 60 km Höhe) ist der Druck bei etwa 1 Bar und etwas niedriger und bei ca. 20 bis 60 °C, also ziemlich lebensfreundlich, wenn da nicht die Schwefelsäure in den Wolken der Venus gäbe. Falls es dort tatsächlich Lebensformen gäbe, die das Phosphan produzierten, dann trieben sie sich in den „Hadley-Zellen“ herum, es sind großräumige Wettersituationen und in der Höhe, von der das Phosphan komme, würde es in einer dieser Hadley-Zellen sich bewegen. Die Hadley-Zellen wälzen die (Venus-)Luftmassen in der mittleren Schicht um und lassen die Luft zu den Polen treiben und wegen der dort kühleren Bedingungen abfallen und wieder zum Äquator wandern. Jetzt teilte sie mit, dass ihre Gruppe nur in der Nordhalbkugel der Venus Spuren von Phosphan entdeckt hätte.
Paul Rimmer von der Cambrigde University soll versucht haben mit einer Computersimulation der „Chemie“ der Venusatmosphäre den Ursprung des Phosphans zu ergründen. Mit Lebensformen, die nur ein Zehntel der Effizienz der irdischen Organismen aufweisen, könnte es dort Lebens geben. Dann wurde sie nochmal vorsichtig und sagte, dass sie vorsichtig seien, diese Entdeckung als den Beweis für Leben in der Venusatmosphäre anzuführen. Um zu zeigen, wie man theoretisch Phosphan sonst erklären könnte, gibt sie an Dr. William Bains weiter.

Er macht gleich weiter mit ein paar technischen Schwierigkeiten und erzählt, dass sie ein paar Jahre an einer Datenbank an möglichen chemischen Reaktionen in der Atmosphäre der Venus gearbeitet hätten. Er stellt ein Diagramm vor über den schematischen Aufbau der Venusatmosphäre und ein Model für die chemischen Vorgänge für die verschiedenen Atmosphärenschichten. Er erklärt einen möglichen Erklärungsansatz, dass Phosphan dort über einen ähnlichen Zyklus entsteht, wie die harte UV-Strahlung der Sonne aus Luftsauerstoffmolekülen Ozon entstehen lässt und so diese „freie Radikale“ entstehen lasse. Er zerschlägt dies jedoch und sagt, dass dieser Prozess zu wenig Phosphan hervorbringen könne. Er geht weiter zu spontanen Reaktionen und sagt, dass sie für diese Angelegenheiten zur Thermodynamik gehe und für jede mögliche Reaktion thermodynamische Berechnung laufen ließe. Sie hätten über 70 Reaktionen überprüft und dies alles könne nicht den einigermaßen hohen Phosphan-Gehalt von 20 ppb verursachen. Die dritte Überlegung war, dass die Steine und Felsen unter der Venusatmosphäre soviel Phosphan produzieren könne. Dazu benützten sie wieder die thermodynamischen Berechnungen und die Antwort viel wieder viel zu gering aus. Die Felsen und Vulkane und alles unter dem Boden könne so nach den Forschern auch nicht genügend Phosphan produzieren. Danach hätten sie mit weniger konventionellen Ideen versucht, inklusive Gewitter, Meteoriten und so weiter, doch auch dies könne die 20 ppb Phosphan nicht erzeugen. Aus diesem Grund hätten sie nur 2 mögliche Ideen für weitergehende Untersuchung dahingehend. Zum einen könnte es dort – in den Venuswolken, im Venusboden, in der Atmosphäre, egal wo – noch unbekannte chemische Vorgänge stattfinden, oder welche, die sie nicht bedachten, oder zum anderen die Existenz von Leben.

Daraufhin hätten sie erste Rechnungen für jene Kleinstlebewesen durchgeführt. Natürlich vorausgesetzt, dort gibt es Leben, welches biochemisch mit den irdischen Lebensformen kompatibel ist. Jedoch wären die Lebensbedingungen in den Wolken der Venus soweit ungemütlich, weil die Wolken dort aus mehr als 80 % aus Schwefelsäure bestünden. Schwefelsäure sei sehr aggressiv gegen viele Materialien, so etwa tausendmal saurer als Batteriesäure. Unter diesen Umständen haben sie sich viele Gedanken zu möglichen Leben gemacht. Er moderiert ab und gibt an Prof. Sarah Seeger weiter.

Artist's impression of Venus, with an inset showing a representation of phospine molecules
Eine künstlerische Darstellung der Venus mit einer eingebundenen Darstellung, welche Phosphanmoleküle schematisch zeigt, die in den hohen Atmosphärenschichten in den Wolken nachgewiesen wurden. ESO / M. Kornmesser / L. Calçada & NASA / JPL / Caltech (CC BY 4.0) Bildquelle: https://ras.ac.uk/sites/default/files/2020-09/eso-venusa.jpg; bzw.: https://www.youtube.com/watch?v=00hUbT6pbYY

Prof. Sarah Seeger fängt gleich damit an, dass sie nicht behaupten, dass es in der Venusatmosphäre gäbe, dass sie allerdings mithilfe ihrer Daten mit großer Sicherheit sagen können, dass auf der Venus Monophosphan gäbe und die Herkunft noch unklar sei. Sie wiederholt, was schon William Bains zuvor gesagt hat, dass die bisherigen Erklärungen die große Anzahl an Monophosphan-Partikeln in der Venusatmosphäre nicht ausreichend erklären könne. Phosphan sei auf der Erde eigentlich nur von anaeroben Bakterien und von Menschen bekannt. Auch hätten Jupiter und Saturn in ihren Atmosphären viel Phosphan, doch dort sei die Temperatur und der Druck, wie das Phosphan dort hätte entstehen können. Außerdem sei dort auch genug Wasserstoff dafür. Sie meint, dass ihr Team die Entdeckung des Phosphans in der Venusatmosphäre auch durch einen Einbruch im Infrarotbereich mithilfe von Spektroskopen auf der Erde bestätigen wolle. Sie erwähnt, dass schon einige Menschen vor tatsächlich bereits 50 Jahren wie Carl Sagan Lebens in der Venusatmosphäre vermutet haben wollen und sie spekuliert, dass mögliches Lebens in der Zeit, als die Ozeane von der Venus vor einigen Milliarden Jahren ins Weltraum entwichen sind, teilweise in die Wolkenschicht der Venus geraten sind und einige andere Lebewesen an der Oberfläche wegen der Hitze sich aufgelöst haben.

Danach zeigte sie wieder das Diagramm, welches schon William Bains gezeigt hat. Es stellt die Zonen in der Atmosphäre dar und wie Lebewesen mit dem Klimasystem der Temperatur-moderaten Wolkenschicht mitzirkulierten, also die Zone, aus der die Informationen wegen dem Phosphan kämen. Sie vermutet, dass eventuelle Lebensformen sich in den Wolken in den Tröpfchen ansammelten und wenn mit der Zeit in einigen Monaten die Tröpfchen schwerer werden, dass ein Teil der Tropfen abdampfe und die Tröpfchen wieder langsam nach oben gelänge und wieder in Tröpfchen gelangen würden.

Sie holt aus und erzählt zum Beispiel, dass fast jedes Sternsystem einen Planeten hätte und wie neue Generationen von Astronomen mit neuen Teleskope nach Lebenszeichen auf Exoplaneten suchen würden. Venus würde auf der Liste von astrobiologischem Interesse, in der sich neben der Erde der Mars, Jupiters Eismond Europa, Saturns Mond Titan und Saturns Eismond Europa befänden, deutlich nach oben steigen. Das Forscherteam hoffe nun auf mehr Motivation für zukünftige Venus-Raumfahrtmissionen, damit sie nach mehr und besseren Lebenszeichen oder sogar Leben selbst auf und in der Venus suchen.

Die Pressekonferenz geht nun über zu einer Art digitalen Fragerunde für Journalisten. Zuerst fragt Chris Linton William Bains nach genaueren Informationen über seine Erkenntnisse, dass das Phosphan auf jeden Fall nicht ausschließlich von herkömmlichen „natürlichen“ Prozessen kommen könne. Er erklärt, dass mögliche Reaktionen mit Säuren aus Phosphor und derartige Verbindungen nur 44 Milligramm Phosphor in der ganzen Venusatmosphäre erklären würden.

Ein nächster Fragesteller, dessen Name ich nicht wirklich verstanden habe, fragt, wie dieses Forscherteam zusammenkam und die Frage wurde von Prof. Sara Seeger damit beantwortet, dass William Baines und Prof. Jane Greaves schon einander etwas kennen, geschuldet zur Affinität zu Phosphan und sie hätten sich bereits 2015 gefragt, wie Phosphan mit Leben zusammenhängen könnte.

Kimberley Cartier fragt, wie lange Phosphan in der Atmosphäre der Venus, besonders bei der Höhe und in dieser Wolkenschicht sich hebt und ob es ständig oder sporadisch produziert wird. Dr. William Bains merkt an, dass dies eine wirklich tolle Frage sei und erklärt, dass in der obersten Wolkenschicht oder auf der Wolkenschicht Phosphan sich nur um die Dutzend Minuten hält, diese Details allerdings nur ungenau bekannt sind, weil noch einiges Wissen aber die Physik hinter der Venusatmosphäre unbekannt sei. Allerdings weiter tiefer in der Wolkenschicht halte sich das Phosphan „sehr lange“. Der zweite Teil der Frage ließe sich weniger gut antworten, weil es schwierig herauszufinden ist. Nach seinen Angaben würde es nicht in kurzen Schüben produziert, aber wahrscheinlicher in zum Beispiel einem Zyklus von einer Stunde, aber das sehr ungewiss sei. Prof. Jane Greaves fügt hinzu, dass die Rotation der Venusatmosphäre selbst etwa vier Tage daure und so eventuelle lokale Venusbakterienkolonien schnell verstreue.

Die nächste Frage von Matt Kaplan, welche der Host des Radios der „Planetary Society“ sei, ist, wie das Team um Prof. Jane Greaves sich eine neue Venusraumfahrtmission vorstelle. Prof. Sara Seager meinte, dass es im Moment einen aktiven japanischen Orbiter um Venus gäbe und Indien und die ESA Venusmissionen geplant haben und dass sie hoffen, dass private Raumfahrtorganisationen diese Ideen ebenso aufnehmen würden und dass dann vielleicht ein sogenannter Massenspektrometer nach schwereren Molekülen suchen würde. Matt Kaplan fragte dann noch, ob sie sich eine Ballonflug-Mission für die Venus vorstellen und wünschen würden. Prof. Sara Seager denkt, dass ein Ballon die beste Idee wäre und er in diesen Höhen mit einer Masse von vielleicht einem Menschenkind selbst einige Jahre in der Venusatmosphäre bleiben könnte und wertvolle Daten liefern würde, sowie bereits die sowjetischen Vega-Ballons von 1984, welche bereits eine breite internationale Kooperation hatte, die ähnliche Flüge in Vergangenheit gemacht haben.

Die Frage des nächsten Fragestellers Clive Cookson ging um die Rate der Phosphanproduktion, wenn es sich hier tatsächlich um Organismen handelt. Sie wurde beantwortet damit, dass entweder die Effizienz der Organismen dort ist nur bei 10 % oder dass es dort nicht viele Organismen gibt, aber dennoch einiges an Phosphan produzieren. Auch an dieser Stelle können sie nicht viel genaues sagen und Prof. Bains verweist wieder auf viele Unbekannte in der Venusatmosphäre hin.

Ethan Siegel fragt, ob sie sich sicher sein können, dass das Monophosphan doch nicht irgendwie abiotisch, also nicht im Sinne von Kleinstlebewesen, erklärt werden können und ob das Phosphan nicht irgendwie wie in den dichten Atmosphären des Jupiters und Saturns entstehen könne, die ja ohnehin schon Gasplaneten sind. Er leitet seine Frage mit einigem Einleiten und Wiederholen des Gesagten ein und bekommt öfters ein Nicken der Wissenschaftler. Prof. Sara Seeger bestätigt nochmal, dass die Venus wirklich nicht gut mit Jupiter und Saturn vergleichbar sei, da die Mengen an Gas und der Druck und die Temperatur in den Tiefen des Jupiters und Saturns und die großen Mengen an Wasserstoff die Produktion des Phosphans in den Gasplaneten verglichen mit der Venus zufriedenstellend erklärt werden könne. Sie will aber eine Ähnlichkeit in der Produktion mit den beiden Gasriesen nicht ausschließen und wiederholt, dass mehr Gewissheit eine Raumfahrtmission bringe, damit man vor Ort die Sachlage genau untersuchen kann. Dr. William Bains bestätigt das Gesagte der Prof. Sara Seager und betont wiederholt, dass Kleinstlebewesen nur einer der Möglichkeiten seien. Er findet die Frage von Ethan Siegel sehr berechtigt und wiederholt, dass für die Jupiter-Phosphan-Prozesse ein Druck von Hunderten an Atmosphären (=Hunderte Bar) und dann noch viel oder fast alles mit Wasserstoff für dasselbe Prinzip notwendig seien, erwähnt aber, dass die Venusatmosphäre nur eine vernachlässigbare Menge an Wasserstoff aufweise. Für jede nur erdenkliche Art von Mechanismus für die Menge an Phosphan hätten sie zu vielen anderen Experten gesprochen und sie hätten äußerst viele Möglichkeiten mit ihren thermodynamischen Berechnungen überprüft.

Nikolai Garonny, ein Wissenschaftsjournalist von BBC in Russland fragt, ob die Wissenschaftler mit Roskosmos und ihrer aktuellen Venusmission „Venera D“ Kontakt haben, da sehr viele Daten von der Venusatmosphäre von dem u.a. Ballonflug-Teil der Vega-Sowjetmission zur Venus 1985 gesammelt wurden. Dies verneint die Prof. Jane Greaves und meint, dass alles so schnell ging, mit den Berechnungen, dass man daran nicht wirklich nachgedacht hätte.

Der freiberufliche Rick Lovett schreibt für das australische Cosmos-Magazin und sagt, dass viele Fragen für ihn beantwortet wurden, aber wie die irdischen Lebensformen Phosphan produzieren. Seine Frage wurde von Prof. Sara Seager wieder mit einem „wir wissen es ehrlich gesagt noch nicht genau“ beantwortet. Also sie scheinen zwar überzeugt zu sein, dass sie auch Phosphan produzierten, aber nicht genau über welche biochemischen Reaktionen, aber dass sie hoffen, dass sie damit andere Wissenschaftler dazu motivieren, in diese Richtung zu forschen.

Jemand, der nur als „Christian“ erwähnt wird, fragt was für andere Arten das Forscherteam von Bestätigungen der Sache des Phosphans in der Venusatmosphäre gerne sehen würden. Das Team hofft so zum Beispiel auf noch weitere Biomarker um die Theorie um anaeroben Organismen zu erhärten.

Ein anderer Fragesteller, dessen Name offenbar nicht genannt wurde, wollte wissen, wie der Prozess von 2016 bis zu dem Zeitpunkt der Pressekonferenz am 14.09.2020 aussah und ob sie wüssten, dass Peter Beck, der CEO von Rocket Lab eine Raumfahrtmission zur Venus plant. Prof. Jane Greaves kam mit der Idee, weil sie eine Astrobiologin und eine Milimeterwellen-Astronomin ist. Im Januar 2016 kam sie mit der Idee, die ihr aufgesprungen ist und sie brauchte nach eigenen Angaben viel Zeit, um Teleskope für Observation zu bekommen. Sie hat dann im Juni 2017 Zeit vom JCMT-Observatorium bekommen und viel Hilfe von deren Leitung, welche sogar in einer Liste am Ende des Papers stehen. Sie hätten angeblich auch 18 Monate gebraucht, um sich selbst zu überzeugen, dass es da ein Signal gab. Damit seien sie dann zu ALMA gegangen, welches ihnen dann speziell Beobachtungszeit dafür gab, was allerdings riskant war, denn sie mussten es in wenigen Wochen schaffen und zwischendrin gab es auch noch schlechtes Wetter, welches die Beobachtungen verhinderte und dann war bereits März 2019. In der Zeit danach haben sie überwiegend ihre Berechnungen getan. Prof. Sara Seager sprach, dass sie zwei Jahre bereits zusammen mit Dr. William Bains und ein paar anderen bei den Berechnungen geholfen haben und ihre Expertise mitbrachten und dass es letztendlich zu deren Erfolg geführt hat.

Die Fragerunde und somit die Pressekonferenz neigt sich dem Ende zu und die nächste Fragestellerin namens Jennifer Millard, welche unter anderem zu einem astronomischen Podcast gehört, fragt aufgeregt darüber, woher die Venus als „natürliche Radioquelle“ ihre Radiostrahlung her hat und ob es von diesem theoretisch möglichem Leben eine Verbindung zum Leben auf der Erde gibt und wäre sich bewusst, dass diese Frage natürlich höchst spekulativ sei. Prof. Jane Greaves beantwortet die Frage damit, dass es eine Mischung aus vielen verschiedenen Emissionen aus der Venusatmosphäre sei, so macht z.B. das Kohlenstoffdioxid den Großteil des Spektrums aus, mit seinen typischen Linien. Prof. Sara Seager fügt noch hinzu, dass die Sonne in die Venusatmosphäre scheint und auch ein Teil der inneren Energie aus dem Kern der Venus auf die Venusatmosphäre fällt und dort in dieses Spektrum „uminterpretiert“ wird, welches in den Radiowellen auf die Teleskope der Erde fällt. Zur zweiten Frage vermuten Prof. Sara Seager und Dr. William Bains hinter dem Leben in den Wolken der Venus eine möglicherweise ganz neue Lebensform, welche im Grundsatz zu den Lebensformen der Erde unterschiedlich sind. Aber sie schließen auch die Möglichkeit nicht aus, dass die Lebensformen in einer Weise Kontakt mit der Erde hatten und meinen dasselbe für den Mars.

Prof. Sara Seager will an der Stelle noch hinzufügen, dass zum einen Biosagnaturen tatsächlich auch u.a. Methan, Lachgas, Ammoniak, Methylchlorid, allerdings seien diese Gase schwieriger in der Venusatmosphäre auszumachen, weil sie theoretisch zusammen verwickelt sein können oder dass Kohlenstoffdioxid ihre Spektren blockiert, oder zur rar in der Atmosphäre verstreut sind. Ein Gerät nahe der Venus könnte jedoch die Signale verstärken. Sie erzählt dann über Rocket Labs neuste Ideen, sie würden ein Gerät mit nur 15 Kilogramm und davon nur 3 Kilogramm für eine Art von Nutzlast zur Venus schicken, da ihre Raketen ja wirklich nur Kleinraketen sind.

Sie haben nur noch zwei Minuten Zeit und könnten eine weitere Frage beantworten. Als letzte kommt somit Pamela Gay von Daily Space des Planetary Science Institute fragt, ob es Unterschiede von der Nachtseite der Venus und der Tagseite der Venus im Bezug zur Entdeckung gibt. Prof. Jane Greaves denkt, dass es in der Tat einen natürlichen Unterschied gibt, besonders im Infrarotbereich, aber weniger im Radiobereich des Spektrums.

Nun kommt schon die Abmoderation und der Hinweis, wo mehr Informationen gefunden werden kann, z.B. gibt es Erklärvideos auf der Webseite der Royal Astronomical Society und auch die ESO hat einiges an Material. Eine Fragerunde auf Twitter wurde ein Tag später abgehalten und ein „Ask Me Anything“ (zu Deutsch: Frag mich alles) auf Reddit zwei Tage später.

Weblinks / Quellen:

GSA-Beitrag über die Venus: Die Venus
Aktuell laufende Venusmission: https://de.wikipedia.org/wiki/Akatsuki