Kilonovae zählen zu den Mergerbursts und entstehen bei einer Fusion von zwei Neutronensternen oder einem Neutronenstern und einem Schwarzen Loch. Das was man als Kilonova sieht ist ein Helligkeitsausbruch durch elektromagnetische Strahlung, die teilweise durch radioaktive Prozesse, den r-Prozess, auch Licht abstrahlt. Ebenso wird viel Materie frei, die durch den r-Prozess in sehr schweren Elementen umgewandelt werden. Mehr dazu weiter unten. Kilonova kommt daher, dass sie etwa tausendmal leuchtstärker als klassische Novae, und lichtschwächer als eine Supernova sind. Außerdem könnten sie die Ursache von GRBs, „Gamma Ray Bursts“, das sind ultrahochenergetische Explosionen, sowie von Gravitationswellen sein.
Nachdem ein Sternenpaar, ein Doppelstern, beide mit großen
Massen, gealtert sind, kann so ein Neutronensternpaar oder sogar ein
Neutronenstern mit einem Schwarzen Loch entstehen. Sie werden sich in einer
Zeitspanne von Millionen Jahren nähern, da sie Bahnenergie in Gravitationswellen
umwandeln. Das passiert auch bei der Erde mit der Sonne, allerdings sehr
langsam, so dass dieser Effekt irrelevant für Bahnberechnungen ist. Wenn sie
sich so nahekommen, rotieren sie sehr schnell sich gegeneinander. Danach und
auch schon davor wird ihre Form stark verzerrt und ihre Atmosphären werden sich
berühren. Ab dem Moment setzen Reibungskräfte ein und innerhalb von Stunden
werden sie verschmelzen. Es kommt zum Höhepunkt von den Gravitationswellen, bis
die Verschmelzung um ist, und die sehr starke energetische Lichtexplosion
startet.
Wie sieht der Prozess der Kilonova selbst aus?
Die Neutronensterne stürzen in sich zusammen und wegen der hohen Dichte von Neutronensternen und der ultrahohen Temperatur bei der Kollision ist es im Rahmen des r-Prozess (r von rapide, schnell) möglich, dass sich einige Neutronen sich verbinden. Wir sprechen hier von Konzentrationen von 1024 (1 Trilliarde) Neutronen pro Kubikzentimeter und mehr. Durch diesen Prozess können besonders schwere Atome entstehen. Vorstellbar wären Elemente jenseits des Elements Niob. Besonders ab der sechsten Periode sollen die Atome ausschließlich durch diese Weise entstehen.
Also die Neutronen würden sich verbinden und wenn die
Temperaturen sich soweit abgekühlt haben, können Beta-Minus-Zerfälle entstehen.
Immer dann, wenn sich mehr Neutronen anreichern, werden Gammaquanten als
Energie abgegeben. Aus den Neutronen werden innerhalb von Minuten Protonen,
Elektronen und Elektron-Antineutrinos frei. Deshalb kann sich der Neutronenkern
langsam in ein Atom umwandeln. Die Protonen binden die Elektronen. Weil die
Atomkerne eine große Masse aufweisen, sind sie mit sehr hoher
Wahrscheinlichkeit instabil und zerfallen in verschiedenen Zerfallsketten zu
stabileren Elementen. Am Ende so einer Zerfallskette steht meistens Blei.
Der r-Prozess wird durch drei Faktoren verlangsamt und/oder
gestoppt. Einmal haben wir die geschlossenen Neutronenschalen bei Isotopen mit
Neutronenzahlen von 50, 82 und 126. Über diese Hürde zu kommen, braucht es mehr
Zeit und mehr Energie. Die Häufigkeit solcher Isotope sind leicht erhöht, was
als Beleg für diese Theorie genommen wird. Zweitens wenn die Bindungsenergie es
nicht weiter zu lässt, oder wenn der Kern durch viele Neutronen bereits
instabil ist.
Der r-Prozess findet in Kilonovae, Typ-II Supernovae, oder
„low-mass“-Supernovae statt. Wir können den Prozess auch künstlich herstellen. r-Prozesse
begrenzter Größe können direkt unmittelbar in Ereignissen wie in dem
GAU-Atomreaktor von Tschernobyl oder Atomwaffentests für einen winzigen Bruchteil
einer Sekunde stattfinden. Auf diese Weise wurde Einsteinium (Es, 99) und
Fermium (Fm, 100) entdeckt.
Was passiert danach?
Die riesigen Massen an Materie, bei so einer Kilonova kann
gut 10 % einer Sonnenmasse ejakuliert werden, werden wegen den sehr hohen
Impulsen und auch noch vom Umlauf, oder wenn einer der Neutronensterne
bedeutend kleiner sind, einiges an Material akkretiert werden, werden
freigegeben und werden mit hohen Geschwindigkeiten, vielleicht 20, 30 % der
Lichtgeschwindigkeit, weggeschleudert. Die superschweren Elemente sind
allerdings nicht so stark in dem Gesamt-Material enthalten. Tatsächlich
scheinen Supernovae die ineffizienteren Erzeuger superschwerer Elemente zu
sein. Es kann entweder sein, dass nur bestimmte Kilonovae, oder bzw.
Supernovae, den r-Prozess auslösen, oder nur in sehr geringen Mengen. Ein noch
kleinerer Teil davon kommt tatsächlich raus aus der weiteren Umgebung (im
Maßstab hier: Die Nachbarsterne, also einige Lichtjahre) und sammeln sich
innerhalb von Tausenden Jahren eher bevorzugt dort, wo viel Masse ist. Ein
kleinerer Teil dieser Teilchen, die dann per definitionem zur Kosmischen
Strahlung gehören, kommt dann tatsächlich als Kosmische Strahlung an. Besonders
die schweren Kerne werden als Luftschauer in unserer Atmosphäre, wird es in
einem extremen Umfang zerstrahlt.
Die superschweren Elemente, die wahrscheinlich fast
ausschließlich nur so entstehen, sind zwar für die Bildungen von
Planetensystemen, oder irdische Lebensformen, eher unwichtig, jedoch können sie
sich z.B. in Kernen von Planeten anreichern und somit den Planetenkern durch
spontane Kernzerfälle anheizen und mit ein wenig Glück ein planetares
Magnetfeld erzeugen. Magnetfelder sind wichtig für uns, denn der Sonnenwind
würde über Jahrmillionen langsam den Druck der Atmosphäre abbauen, Strahlung
allgemein könnte leichter zur Oberfläche gelangen und so komplexe organische
Moleküle zerstören. Ein Glück für uns, dass wir vielleicht doch superschwere
Elemente haben.
Was passiert aber aus den zwei Neutronensternen? Nun, es ist
nicht so, dass automatisch dann z.B. ein Schwarzes Loch entsteht, aber sehr
wahrscheinlich ist das Ausgangsobjekt wieder ein Neutronenstern. Ein stellares
Schwarze Loch und ein Neutronenstern ergibt logischerweise trotzdem ein stellares
Schwarze Loch. Ein Beispiel: Wir haben ein 2,2 MS schwerer
Neutronenstern, der von einem 1,7 MS-Neutronenstern umkreist wird.
Wenn man die Massen nur summieren würde, kämen 3,9 MS heraus, aber
bei einer solchen Kollision werden vielleicht 0,15 MS abgestrahlt
oder ejakuliert. Bleiben 3,75 MS übrig. Weil wir kaum schwere
Neutronensterne kennen, wird entweder vielleicht doch mehr abgestrahlt, oder
eine Kilonova passiert ausgesprochen selten. Aber selbst bei sehr leichten
Neutronensterne von z.B. beide 1,45 MS und einer abgestrahlt bzw.
ejakulierten Masse von 0,1 MS haben wir immer noch eine Masse von
2,8 MS. D.h. das daraus ein schwerer Neutronenstern entsteht, bis auf
wenn ein Schwarzes Loch im Spiel ist, kann als ziemlich sicher gelten.
Der Kilonovae folgt ein GRB, ein gamma ray bust, welcher vermutlich durch die Gammaquanten im r-Prozess entsteht, dieser blitzartige Effekt hält für wenige Millisekunden an. Kilonovae haben einzigartige Spektren, welche keine Spektrallinien aufweisen sollte und als Schwarzstrahler etwa 10 Tausend Kelvin haben. Sie glühen sozusagen für mehrere Tage nach und verdunkeln sich allmählich. Mit dem bloßen Auge und im visuellen Licht werden Kilonovae nicht sichtbar sein. Wenn sie in unserer Galaxie stattfinden werden, können sie gewiss mit bloßem Auge ausfindig gemacht werden. Wie hell man sie dann sehen kann, weiß ich nicht.
Galileo Galilei gilt als der Wegbereiter der modernen
Naturwissenschaften. So revolutionierte er die naturwissenschaftliche Methodik
und machte hinzukommend wichtige Entdeckungen. Allerdings sahen manche in ihm
ein Feindbild. Galilei verbreitete heliozentrisches Gedankengut! Besonders die
bis dato mächtige Kirche versuchte mit ihrer großen Macht Galilei mundtot zu
machen und seine Erkenntnisse zu verbieten. Doch heute zählt man ihn zu den
wichtigsten Köpfen der frühen Neuzeit und der frühen Wissenschaft der Neuzeit.
Seine Leistungen in den astronomischen Themenbereichen sind wichtig genug, um
ihn für 5 Beiträge lang angesehen zu werden.
Doch fangen wir mal von vorne an und zwar bei seiner
Kindheit und Jugend. Er wurde am 15. Februar 1564, vier Tage bevor Michelangelo
verstarb, in Pisa geboren und entstammte ursprünglich eine armen
Patrizierfamilie aus Florenz. Sein Vater Vincenzo Galilei soll Musiker gewesen
sein, der die Musik mit der Physik und Mathematik verband. Sein Vater suchte
nach einer Relation zwischen der Tonhöhe und der Saitenspannung. Zwar ließ er
1570 eine musiktheoretische Schrift veröffentlichen, aber er hatte nie wirklich
Erfolg und konnte mit seiner Arbeit kaum Geld zum Erhalt der Familie
einsammeln, aber er hatte einige Freunde. Galileos Mutter, Giulia Ammannati,
war eine sehr unzufriedene Dame und eigentlich aus einer höheren Schicht und
stritt sich öfters mit Vincenzo darüber, wie wenig Geld sie doch haben und er
als Musiker im Armenviertel kaum Geld einwerfen und der Handel mit Stoffen sie
auch nicht viel reicher gemacht haben, kurzgesagt war sie also eine chronisch
mies gelaunte Frau. Dabei hatte Vincenzo viel Zeit gebracht, Giulia zu
besänftigen und nebenher trotzdem irgendwie Geld einzuwerben. Außerdem muss
Giulias Wohlstand nach ihrer Ansicht durch ihren gehobenen Stand eigentlich
gesichert sein. 1572 zog Vincenzo ohne seine Familie zu Giovanni di Bardi einem
Fürsten nach Florenz. Gleichzeitig unterhielt er eine Brief-Korrespondenz mit
dem Humanisten Girolamo Mei der zu der Zeit in Rom sesshaft war.
1574, als Galileo 10 Jahre alt war, zog seine Familie zu
Vincenzo auf dem Hof des besagten Fürsten. Zu dieser Zeit lehrte sein Vater ihm
den Umgang mit der Laute und der Orgel. Die außerordentliche Begabung des
Galileo war zu dieser Zeit zum Ausdruck gekommen. Sein Grammatiklehrer für
Latein, leider besaß er nicht nur einen schlechten Ruf, sondern auch eine sehr
vulgäre Ausdrucksweise, weswegen Vincenzo seinen eigentlichen Job verärgert
aufnahm. Für Vincenzo war nun die Musik das Wichtigste für ihn, er zählte nicht
nur zu einem Kreis beim Hof des Fürsten, sondern viel mehr zu einem echten
Künstler mit revolutionären Gedanken, wie die meisten anderen aus seinem
musikalischen Umfelds. Jedoch brachte das trotzdem nicht viel mehr Geld ein und
Giulia war immer noch beschäftigt Vincenzo mit Vorwürfen zu traktieren. Er
kümmere sich zu wenig um seine Familie.
In der Tat war die Zeit für Galileo schwierig. Er muss als ältester Sohn von
Sechsen so einige Aufgaben übernehmen, er merkte, dass sie nicht viel Luxus
sich gönnen konnten, dass seine Mutter für Vincenzo eine schwierige Person war.
Er selbst wollte auf keinen Fall so leben und sich mit einer solchen Situation
abfinden.
Trotzdem war für Galileo scheinbar sein Vater Vincenzo eine
Art Vorbild. In der Zeit, in der sie in der Verbindung mit dem Hof lebten,
tatsächlich hausten sie etwas außerhalb von Florenz, wurde Vincenzo von seinen
Überzeugungen und Handeln immer frei und ihm widerte die strikte
Musiktradition, die scheinbar wie aufgezwungen war, ebenso immer mehr an.
Vincenzo war ein ungewöhnlich skeptischer Geist für diese Zeit geworden. Es lag
und zog sich auch durch seine Familie. Sein Tonfall wurde mit der Zeit auch
immer unbeherrschter und autoritätslos.
Frei von Autoritäten zu sein, das war auch Galileos Traum.
Die Mönche von der Abtei vom Vallombrosa genossen wegen
ihrer Strenge und Genügsamkeit einen einmaligen Ruf. Der Elfjährige Galileo
empfand die Atmosphäre von Vallombrosa als bedrohlich, er war an ein
turbulentes Familienleben gewöhnt und die luxuriöse Ausstattung von der Abtei
war ihm nicht geheuer. Inzwischen war Galileo ein meisterhafter Spieler der
Lauter. Vincenzo sah ihn als ebenbürtig an. Er genoss von ihm bis hier her etwa
ein Jahr intensiven Privatunterricht. Mit der Zeit gewöhnte er sich an das
Kloster und verblieb vier Jahre lang. Seine Kollegen dort waren zu ihm alle
locker und offen, jedoch wurde Galileo dennoch von den Mönchen stark gefördert
und viel Zeit ging für Studien und Lernen drauf. So war Galileo sehr bestürzt
darauf, dass sein Vater ihn von dort wegschaffte, als er hörte, dass Galileo
ein Mönch werden wolle. Die Mönche von Vallombrosa waren sehr verärgert
darüber. Da das Haus der Galileis aus allen Nähten platzte, mit sechs Kindern
und Giulia mit Vincenzo, wurde Galileo zu einem Cousin nach Pisa geschickt. Er
war sehr hilfsbereit und zog ihn als Tuchhändler auf. Kein sehr attraktiver
Job, jedoch mit hohen Chancen gewinnbringend.
Beim nächsten Mal geht es weiter mit seiner beginnenden Karriere und Studium an der Universität von Pisa.
Quellen: https://de.wikipedia.org/wiki/Galileo_Galilei Galileo Galilei – Eine Biographie, Autor: James Reston, Wilhelm Goldmann Verlag, ISBN 978-3-442-12744-0, erstmals erschienen 1994 in englischer Sprache.
Die Cherenkov-Strahlung ist im Grunde die bläuliche
Leuchterscheinung, die entsteht, wenn geladene Teilchen durch ein
typischerweise schwaches oder nichtleitendes Medium fliegen und dabei schneller
als die Lichtgeschwindigkeit im Medium sind. Es ist also das optische
Gegenstück zum Ultraschallknall. Im nächsten Abschnitt finden sich in paar
Bilder dazu.
Der Entdecker dieser Art von Strahlung ist passenderweise
Pawel Alexejewitsch Tscherenkow (oder auch Cherenkov). In Russland wird sie
auch noch nach ihrem Mitendecker Wawilow genannt: Wawilov-Cherenkov-Strahlung.
Tscherenkow, Igor J. Tamm und Ilja M. Frank gewannen 1958 den Physik-Nobelpreis
für die Entdeckung des „Tscherenkow-Effekts“.
Im Normalfall interferieren die Wellen, die von den
geladenen Teilchen im schlechtleitenden Medium erzeugt werden, sie polarisieren
der Flugbahn der geladenen Teilchen benachbarte Atome, destruktiv und
neutralisieren sich gegenseitig. Doch wenn das Teilchen eine höhere
Geschwindigkeit besitzt, als das Licht, das in dem Medium verfährt, aufweist,
dann ergibt sich ähnlich dem Ultraschallknall-Phänomen ein kegelförmiges
Wellenmuster, welches die Cherenkov-Strahlung grob gesagt ergibt.
Wir verwenden dieses Phänomen für Beobachtungen in der Astroteilchenphysik, aber dazu kommen wir später noch. Wer sich für die Mathematik hinter dem Phänomen interessiert, der interessiert sich für den Weblink da unten.
Galerie
Massives bläuliches Licht als Cherenkov-Strahlung.Cherenkov-Strahlung als blasses Blau in einem Reaktor.
Anwendung
Wir nutzen die Cherenkov-Strahlung als eine Art Werkzeug um
weitere Effekte zu beobachten. Aber direkt mit der Strahlung können wir noch
nichts anfangen. Damit können wir nur andere Dinge sichtbar machen. Mit
Teleskopen, die genau darauf geeicht sind, nach dieser Strahlung, bzw. Licht zu
suchen. Und das gehört zur Astroteilchenphysik.
Astroteilchenphysik
Die Astroteilchenphysik, eine noch junge Disziplin, welche
sich aus der Teilchenphysik zusammensetzt, bloß angewendet in der Astrophysik.
Zu der Thematik und Gegenstand aktuellster intensiver Forschung in der
Astroteilchenphysik gehören: Neutrinos, Kosmische Strahlung, Gammaastronomie,
Gravitationswellen, Dunkle Materie und Dunkle Energie/Vakuumenergie und einige
andere Themen. Eng verwandt mit der Astroteilchenphysik ist ganz klar die
Astrophysik und Astronomie, Physik, Kern- und Teilchenphysik, aber auch die
Festkörperphysik und Plasmaphysik.
Warum Astroteilchenphysik? Der Name Teilchenastrophysik
stand auch im Raum, aber Astroteilchenphysik hört sich für dieses Gebiet
einfach besser an. Es ist ein moderner Name mit einem modernen,
naturwissenschaftlichen Thema.
Die Frage ist jetzt aber, welche Anwendung es für die
Cherenkov-Strahlung in der Astroteilchenphysik gibt. Schauen wir uns mal die
Kosmische Strahlung an. Da wir nirgendswo sonst, außer auf der Erde sind,
interessiert uns ausschließlich die Kosmische Strahlung auf der Erde an.
Kosmische Strahlung tritt auf der Erde gerne in Luftschauern auf. Das ist ein
heißes Wort, und hoffentlich leicht zu merken. Das Konzept vom Luftschauer ist,
dass Partikel der Kosmischen Strahlungen aller Art in die Erdatmosphäre eintreffen,
also z.B. α-Teilchen,
Protonen, einzelne Atome, und sowas in der Art (am besten so hochenergetisch
wie möglich, wegen dem Spaßfaktor jedem Wissenschaftlers), das nennt man das
Primärteilchen, dabei wechselwirken sie mit den Atomen und Moleküle der Luft.
Sie zerstören förmlich die Teilchen und ihre Produkte, die bei den Reaktionen
der beiden Teilchen entsteht, z.B. α-Teilchen, Protonen, Elektronen,
Elektron-Antineutrino, Myon (In Englisch: muon), Gammaphotonen, und ein paar
andere sind dann die Sekundärteilchen. Die haben aber wiederum noch soviel
Energie, dass sie wieder mit anderen Luftteilchen wechselwirken. Diese
Luftschauer sehen ein wenig aus wie ein Nervenstrang mit ganz vielen Haaren.
Und wie kann man sowas aufzeichnen? Da gibt es hauptsächlich vier verschiedene
Arten (wir sind nicht beim Thema Kosmische Strahlung) und eine davon
tatsächlich durch Cherenkov-Detektoren, also durch Gerätschaften, die die
Cherenkov-Strahlung nutzen, um die Kosmische Strahlung zu detektieren. Da gibt
es z.B. die Szintillatoren, das sind so Gerätschaften, die bei IceTop (IceCube)
verwendet werden. Meistens verwenden sie Kristalle (Silizium, Quarz…), die die
geladenen Teilchen durchdringen, zwar an Energie verlieren, aber jedoch als
Cherenkov-Lichtblitze für wenige Nanosekunden am Photonendetektor aufgefangen
werden können. Ich bin mir jetzt allerdings unsicher, ob sie einen
Photomultiplier verwenden, oder nicht.
Andere Ideen, die Kosmische Strahlung mittels der
Cherenkov-Strahlung zu detektieren, ist, z.B. viele Wasser- oder Eistanks mit
hochempfindlichen Licht-Sensoren und ggf. Photomultiplier aufzustellen, wie es
dem Prinzip ähnlich im Tunka-Tal in Sibirien, beim KASCADE (grande)-Experiment,
bei (Super-)Kamiokande, ANTARES. Beim Pierre-Auger-Observatorium in der Pampa,
Argentinien, werden scheinbar auch diese Szintillatoren verwendet.
Und da gibt es auch noch hochempfindliche Teleskope, die die
Cherenkov-Strahlung in der Luft suchen, z.B. in der Namib-Wüste in Namibia das
Projekt HESS, da haben sie ein primäres Spiegelteleskop und in kleiner
Entfernung vier weitere kleine Spiegelteleskope.
Wenn euch diese Experimente interessieren, oder ich mal einen langen Beitrag über die Astroteilchenphysik schreiben soll, dann lasst es mich doch wissen, solche Beiträge lässt sich organisieren. Warum kam jetzt längere Zeit nichts? Ich war für eine Woche das KIT Campus Nord, näher das IKP, besuchen und davon werde ich demnächst auch berichten und ein paar Bilder zeigen.
Guten Abend, liebe Internetgemeinde. Ich habe euch nicht aufgegeben, oder habe mich infizieren lassen, sondern ich war eine Woche lang das KIT besichtigen, hatte noch zwei Tage sonst nicht sehr viel Zeit zum Beiträge schreiben. Desto mehr Zeit habe ich von jetzt einige Tage, wenige Wochen lang, an Zeit, denn ich muss jetzt die nächsten paar Dutzend Tage zuhause arbeiten und wir dürfen uns ja nicht überanstrengen. Hust ☺. Deshalb wird mir deutlich mehr Zeit für GSA bleiben und kann vielleicht sogar zwei Beiträge in fünf Tagen veröffentlichen.
Das bedeutet, dass es in nächster Zeit absolut rund geht und GSA durch und durch glühen wird. Also viel Spaß dir auf GSA in nächster Zeit und lasse doch mal ein Feedback dar. Übrigens kann euer Computer hier den Corona-Computervirus herunterladen:
Dass die Beiträge in Zukunft nicht so schwer leserlich sind,
liest YggisKosmos ab sofort, wenn er Zeit hat, gegen und im Gegenzug darf er
meine Texte für seine Videos benutzen. Ich könnte mir auch vorstellen, dass man
meine Stimme in manchen Videos von YggisKosmos findet. Lasst euch überraschen, was
noch so laufen wird.
Nein, ich plane nicht, irgendwelche Beiträge zum Virus zu
schreiben, da wir ja eine Astro-Webseite sind, und keine Virologie-Webseite.
Wenn du eigentlich auch mal einen Text für GSA schreiben
willst, melde dich doch auf Discord oder per E-Mail… .
Flares, nicht zu verwechseln mit Novae, sind spontane kurzanhaltende Helligkeitsausbrüche. Innerhalb von einigen Minuten oder wenigen Stunden Länge steigert sich die Helligkeit um den Faktor 100, 1000, 10 000, und manchmal noch mehr. Nicht nur bei fremden Sternen tritt sowas auf, auch bei der Sonne im minimalen Maß. Dabei setzen sie in der Zeit auch mit der Helligkeit rückgekoppelt dementsprechend viel Energie frei. Bei dem Vorgang könnte unter einem großen Flare auch die Lebensfreundlichkeit von Planeten ausgelöscht werden. Dabei gilt, dass Rote Zwerge und auch Braune Zwerge, die kleinsten Sterne, die es gibt, am stärksten dafür anfällig sind. Die Sonne ist am obersten Rand zum Roten Zwerg.
Novae sind Helligkeitsausbrüche in einem Doppelsternsystem.
Sie entstehen bei einer explosiven Zündung der Fusion an der Oberfläche von
weißen Zwergen. Novas sind dabei keine Veränderliche, wie etwa LBV-Sterne, oder
Zwergnovae, sowie Supernovae. So war die „Nova Monocerotis 2002“ um V838 Mon
keine Nova, sondern vermutlich eher eine „Merger-Nova“. Obwohl Novae ebenso
schnell verschwinden wie Supernovae. Dabei gibt es sechs verschiedene Arten von
Novae:
NA: Die Klassischen Novae sind sehr schnelle bis
mittelschnelle Novae mit einer Abnahme der Helligkeit von 3 Größenordnungen
innerhalb von 100 oder weniger Tagen.
NB: langsame Novae mit einer nur langsamen
Helligkeitsabnahme. Abnahme der Helligkeit von 3 Größenordnungen innerhalb von
etwa 150 Tagen und mehr.
NC: sehr langsame Novae; auch symbiotische Novae
genannt verbleiben mehrere Jahre im Maximum und ihre Helligkeit verblasst
ebenfalls nur innerhalb von ein paar Jahrzehnten.
NR: Novae, die im historischen Zeitraum mehrmals
ausgebrochen sind. Der Fachbegriff ist rekurrierende Novae.
NL: Objekte, die Novae ähneln, aber durch ihre
Helligkeitsänderungen, Entfernung, oder spektralen Eigenschaften bislang nur
ungenügend erforscht wurden.
N: Novae, die sich nicht in eine Gruppe
einordnen lassen.
Es gibt immerhin 400 bekannte Novae. Mit Novae lassen sich die
Distanz von Galaxien auch außerhalb der lokalen Gruppe präzise bestimmen.
Flares
Allgemeinhin sind Flares sind alle Arten von stark
ansteigende und auch wieder abklingende Leuchterscheinungen. So könnte man ein aufblitzendes
Flugzeug, welches von der Sonne angestrahlt wird, als Flare bezeichnen.
Bei Flares von Sternen oder von der Sonne handeln es sich allerdings um Strahlungsausbrüche nahe der Photosphäre des betreffenden Sterns. Dabei wird verstärkt Strahlung beobachtet, im gesamtem EM-Spektrum gibt es Ausschläge, auch hochenergetische Partikel wie Elektronen, Protonen und Alpha-Kerne.
Die Sonne durchlebt einen elfjährigen Aktivitätszyklus von
Sonnenflecken und sonstigen Erscheinungen. Dabei gibt es bei Sonnenflecken
magnetische Anomalien, sie können Massen aus der Sonne in die magnetischen
Feldlinien über der Protuberanz lenken. Das nennt man auch Plasma-Magnetfeldbögen.
Manchmal steigen sie auch auf und werden „rausgedrückt“. Dann werden Massen aus
der Sonne bewegt und stark beschleunigt. Das nennt man einen koronalen Massenauswurf
(CME). Das steigert die Intensität der von der Sonne ausgehenden Röntgen- und Gammastrahlung
und führt zu erhöhten Strahlungswerten in den Van-Allen-Gürteln und in der
Ionosphäre. Polarlichter (Rekombinationsleuchten) werden noch in den mittleren
Breiten stark sichtbar sein. Das Schlimmste aber ist, dass elektrische Systeme
überlastet werden. Sie fangen Feuer, explodieren, oder mögen nicht mehr
angehen.
Die Flares entstehen, wenn das Magnetfeld des jeweiligen
Sterns unstabil wird und Plasmastränge freigeben kann. Während dem Flare werden
bis zu mehrere Prozent Energien zusätzlich frei, die der Stern sonst freiwerden
lässt. Eruptionen treten bei der Sonne stündlich auf, bloß sind sie um viele
Größenordnungen schwächer, als sie von den hier beschriebenen Flares sind.
Sind Flares eine Bedrohung?
Sogenannte Superflares auf Roten Zwerge können bis zu eine Millionen Mal intensiver werden. Sie können bei Energien von 1030 Joule erdähnliche Planeten dessen Ozonschicht zerstören und mit der wirklich hohen Energie dann die Lebewesen auf den Planten zerstören. Da solche Superflares selbst bei sonnenähnlichen Sternen beobachtet wurde, welche auch ähnliche relevante Parameter besitzt, könnte auch die Sonne solche Superflares hervorbringen. Superflares mit z.B. 1027 J in einer Stunde sollen bei der Sonne etwa alle 800 Jahre auftreten. So ist die Chance, dass es in einem Jahr mit gewöhnlicher Aktivität passiert, bei gerade mal wenig mehr als 0,1 %. Superflares mit 1028 J in einer Stunde treten etwa alle 5 000 Jahre auf. Die Chance innerhalb eines gewöhnlichen Jahrs bei der Sonne beträgt somit 0,02 %. J ist die Einheit für Energie, so ist sie gleichbedeutend mit Nm (Newtonmeter), Ws (Wattsekunde), oder VAs (Voltamperesekunde), oder mit kg × m2/s2. So ist damit gemeint, dass wir 1 J brauchen, um z.B. 1 N (Newton) (kg × m/ s2) einen Meter (m) hochzuheben. Auf der Erde entspricht 1 N Gewichtskraft fast genau 0,102 kg, dass entspricht vielleicht einer Tafel Schokolade.
Rote Zwerge, Killerzwerge?
Gerade von Roten Zwergen ist es bekannt, dass sie öfters mal
einen ablassen müssen. Auf Dauer schadet es den eigentlich vielleicht sogar
habitablen Supererden und lässt auf der Oberfläche eine intensivere Strahlung,
etwa UV-Strahlung zu. Das ist besonders für komplexere Organismen und
Molekülstrukturen gefährlich. So galt Proxima b lange Zeit als möglicherweise
lebensfreundlich. Am 24. März 2017 könnte möglicherweise Leben auf Proxima b zerstört
worden sein. Dort wurde bei Messungen zufällig ein Superflare von etwa 1025
J/h oder etwa 2,8 × 1021 W entdeckt. Entdeckt wurde der Flare nach
einer Revision von den Daten von G. Anglada et al., der eigentlich Staubringe
um Proxima nachweisen wollte.
Auch habe ich von einem kürzlichen Fall zu berichten. XMM-Newton, ESAs Röntgenobservatorium fing Röntgenstrahlung von einem Braunen Zwerg der Spektralklasse L auf. Der Braune Zwerg ist etwa 783 Lichtjahre weit weg. Nur in wenigen Minuten, gab er mehr zehnmal mehr Energie frei, als die energetischsten Flares der Sonne. Die Wissenschaftler, die diese Entdeckungen veröffentlichten, haben nicht damit gerechnet, dass das Magnetfeld von Braunen Zwergen der L-Klasse so viel Energie innehaben kann. Seine Bezeichnung ist 3XMM J033158.9-273925 und hat typisch für die L-Klasse eine effektive Oberflächentemperatur von etwa 2 100 Kelvin und strahlt demnach hauptsächlich im Infraroten. Im Vergleich, die Sonne hat eine effektive Oberflächentemperatur von etwa 5 780 Kelvin.
Im Vordergrund ein großer Gasriese-Mond, im Hintergrund ein brauner Gasriese und sein Planet.Auf einem anderen Mond sieht man den Planeten im Hntergrund.Kallisto und JupiterBeteigeuze und sein zweiter Eierplanet.Europa, der Jupiter-Eismond.Mustafa, im Orbit von Beteigeuze.Ein Sturm auf MustafaDer exotische Saturnmond Titan.Ein Ringplanet von hinten beleuchtet.Chlor in der Atmosphäre.
→ In
einem vorhergehenden Beitrag beschrieb ich bereits den Uranus.
Heute möchte ich mich allerdings dem Thema widmen, warum er diese stark geneigte Rotationsachse wohl haben könnte. Dazu müssen wir uns bekanntes Wissen ansehen, welches relevant dazu ist, um später verschiedene Möglichkeiten anzusehen, die mir wahrscheinlich erscheinen.
Relevante Daten
Neigung der Rotationsachse von Uranus bei 97,77°
Rotationsdauer: 17h14min24sec
Mondsystem: 5 Hauptmonde; 24 Asteroidenmonde
Fester Kern aus Silikaten und
Eisen-Nickelverbindungen, geschätzte Masse: 55 % der Erde
Dichte: 1 270,4 kg/m³, das ist etwa tausendmal
mehr als Luft
Masse: 8,681 × 1025 kg, oder 14,536
Erdmassen
Radius: 25 362 km, fast viermal so viel wie
der Erdradius
Temperatur: bei 1 Bar durchschnittlich 76 K
Uranus strahlt nur wenig Wärme ab, etwa 106 %
von dem, was er durch die Sonne bekommt.
Der Äquator ist eine unerklärlich wärmere
Stelle, im Vergleich zu den Polen, trotz seiner Stellung zur Sonne.
Theorien zur Schieflage des Uranus
Wir wissen nur wenig über den Uranus, da bisher nur eine Raumsonde, Voyager 2, ihn besucht hat und lediglich innerhalb von einem Tag an ihm vorbeigeflogen ist. Fast alles detailreicheres Wissen stammt aus dieser Passage. Zwar können wir auch heute noch mit großen Teleskopen Uranus beobachten und durch Observationen mithilfe von verschiedenen Wellenlängen im Spektrum auch von Uranus verschiedene Aspekte genauer betrachten, oder bei Sternbedeckungen, die meist vielleicht bloß eine halbe Sekunde dauern, Teile der Atmosphäre und den Ringen zu durchleuchten, aber schließlich würde es uns viel mehr weiter helfen, wenn wir eine Raumsonde zu Uranus schicken. Soweit ich weiß, gibt es tatsächlich Ideen zu einer Mission, die Uranus und Neptun näher erforschen will.
Alles was man also über die Schieflage des Uranus sagen
kann, sind vielleicht nur gute Spekulationen. Sie müssen alles plausibel und
möglichst einfach erklären können, was damit zusammenhängen könnte.
Weitestgehend akzeptierte Theorie
Die bekannteste Vermutung ist die, dass ein Protoplanet von fast zwei Erdmassen, oder mehrere Protoplaneten und Objekte, die insgesamt etwa 2 Erdmassen haben. Sie müssten ähnlich wie der Protoplanet Theia mit der Erde in einem Streifschuss den Uranus treffen und ihn so auf eine andere Rotationsachse bringen. Was für mir allerdings ein wenig dagegenspricht ist, dass eben der Gesteins/Metallkern eine Masse haben soll, die nicht so in die Größenordnung passt. Auch kann dieser Aufprall nur während der Entstehungsphase des Sonnensystems passiert sein, denn sonst wären die Monde des Uranus nicht mit seinem heutigen Äquator mitgerückt. In der Entstehungsphase deswegen nur, weil es dort protoplanetare Scheiben um alles Mögliche gab, überall wo es eine Massenkonzentration gab, fühlten sich die Teile in der Nähe angezogen und so entsteht eben eine Scheibe wie ein Wirbelsturm vom All aus um Planeten.
Es gibt immer mal wieder genauere Computersimluationen, wie
eine die hier
berichtet wird. In dem weiterleitenden Link wird so zum Beispiel berichtet,
dass bei einem einzigen Impakt die Monde wahrscheinlich retrograd zur
Uranus-Rotation laufen müssten. Bei zwei oder mehreren Impakten soll es
wahrscheinlicher sein, dass sie prograd, d.h. mit der Uranus-Rotation laufen.
Da die Monde tatsächlich auch mit der Rotation vom Uranus ihre Bahn
beschreiben, dürfte letzteres eher hinkommen.
Meinen Überlegungen nach, könnte es ein Protoplanet gewesen
sein, der eine der Uranus nahen Bahn beschreibt, hat allerdings eine
exzentrische, also elliptische Bahn, jedoch um 1° bis 2° gegen die Bahn von
Uranus geneigt. Uranus hat ihn jedoch eingefangen, kurz nachdem der Protoplanet
den ab- oder aufsteigenden Knoten (im Bezug auf die Bahn von Uranus) passiert
hat. Der Protoplanet ist in eine stark gegen den damalig noch gut
ausgerichteten Äquator des Uranus geneigten Bahn eingedrungen und konnte so in
einem Streifschuss Uranus umhauen.
Es wäre möglich, dass Uranus sein Massenschwerpunkt sich bei der Entstehung oftmals verlagert und so sich gedreht hat. Ein mögliches Indiz dafür ist sein Quadrupolfeld: Bei dem Besuch der Voyager 2 ist aufgefallen, dass sich eine der Magnetfelder eine Achse etwa 60° versetzt zu der Rotationsachse aufweist, und die Achse um 1/3 vom Radius entfernt ist. Möglicherweise bietet der Mantel und der Kern es an, dass sich der Massenschwerpunkt so verlagert werden kann. Jedoch würde der Uranus stärker taumeln, als die meisten Planeten, wenn das immer noch der Fall ist. Einen sich verändernden Masseschwerpunkt könnte auf dem gesamten Aufbau einen Einfluss nehmen, wenn es noch Folgen davon gibt, könnten Klimaanomalien wie die bei dem Uranusäquator, oder geringe Oberflächentemperatur erklärt werden.
Uranus kommt von außerhalb
Vielleicht wurde er in Vergangenheit bei einem nahen Kontakt
von einem anderen Sternsystem übergeben. Sein Mondsystem war damals noch näher
an Uranus als heute. Sie wurden in unserem Sternsystem übergeben und durch
gravitative Einflüsse von Saturn und Neptun konnte er stabil eine sehr
kreisförmige Umlaufbahn annehmen. Als einer seiner größeren Monde zu nah an
Uranus kam, wurde er durch Gezeitenkräfte zerrissen. Es gibt tatsächlich viele
Exoplaneten, die eine ähnliche Masse und Dichte aufweisen, was die
Wahrscheinlichkeit nicht mehr ganz so unwahrscheinlich wirken lässt.
Allerdings ist es weit hergeholt. Uranus passt bestens in die Ekliptik und hat eine nicht unschöne Bahn. Seine fremde Herkunft erscheint unwahrscheinlich, sein Material, aus dem seine dichte Gashülle besteht, entspricht ziemlich unserem Sonnensystem. Seine Entstehung im Sonnensystem liegt ziemlich in der Hand.
Ich begrüße meine Leser dieses langen Beitrags und wird einen „Haupt“-Beitrag von Anfang 2020 darstellen. Besonders im Mittelpunkt, deswegen ist es auch ein so wichtiger Beitrag, ist die Zusammenarbeit mit dem KIT-Bereichsleiter Prof. Dr. Johannes Blümer für den Bereich V (röm. für 5) „Physik und Mathematik“. Um diese Frage auch genauer erläutern zu können, habe ich mir ein ganz passendes Forschungsprojekt ausgewählt, um es auch als Beispiel zu nehmen. Mein Thema heißt daher Wie wird Forschung finanziert? – Am Beispiel von KIT/KATRIN. Dieser Beitrag umfasst mehr als 4000 Wörter und daher nehmt am besten euer Tablet, geht in den Lesesessel, am besten ein Ohrensessel, zurück und stellt einen Tee bereit. Achtet darauf, dass ihr es schön gemütlich habt.
Was ist Forschung?
Unter der Forschung versteht man die gezielte Suche nach
Erkenntnissen in der Wissenschaft, Forschung ist es also eher weniger, zufällig
an das Wissen zu gelangen. Das gilt für jede Wissenschaft. Dabei schreibt man
am geschicktesten eine Dokumentation in der die verwendeten Methoden,
Systematiken, das Vorgehen, die gewonnenen Daten etc. beschrieben werden. Um
daraus überhaupt eine Erkenntnis zu gewinnen, muss man die Daten richtig
interpretieren können. Wenn diese Arbeit fertig ist, wird sie für gewöhnlich
einer Öffentlichkeit publiziert.
Es gibt die Grundlagenforschung, dort werden wortwörtlich nach den Grundlagen geforscht. Die Translationale Forschung ist die weiterführende Forschung, so wie sie im Moment z.B. in der Medizin stattfindet, und in der angewandten Forschung, dort wo die Industrie hauptsächlich forscht, wird es nach Möglichkeiten geforscht, aus dem Wissen einen praktischen Nutzen zu ziehen.
Die Frage, die ja eigentlich interessiert ist, wie dieser Ablauf funktioniert, dass so große Institute, einzelne Experimente und Forschungen, Universitäten oder sowas an Geld gelangen? Wie funktioniert es, wenn sie Geld vom Bund und Land bekommen, z.B. von Steuergeldern? Fertigen sie Präsentationen an, sind es Anträge, kommt das Geld schon mehr oder weniger automatisch dorthin, weil die Organisation in staatlicher Verbindung stehen, oder direkt staatlich sind? Diese Frage möchte ich im Folgenden beantworten und vielleicht möchte Prof. Dr. Johannes Blümer den Vorgang auch am KATRIN speziell beantworten.
Abb. 2: Interne Ausgaben für Forschung und Entwicklung (Deutschland, 2017). (Bildquelle: 15)
Zuerst klären wir einen scheinbaren Grundbegriff mit einer netten Grafik des Ministeriums für Wissenschaft Forschung und Kunst. So sind die Drittmittel, die in einem späteren Kapitel nochmal angesprochen wird, die konkrete Finanzierung zu einem Forschungsprojekt und läuft idR. Solange wie das Projekt auch läuft.
Abb. 3: Ausgaben von Deutschland im FuE-Sektor von 2000 bis 2017. Man merkt einen Anstieg ab 2007/2008, es markiert der Exzellenzinitiative, Ezellenzstrategie. Später mehr dazu. (Bildquelle: 19))
In Deutschland, als Beispiel, bekommt die Forschung und
Wissenschaft insgesamt etwa 99,6 Mrd. Euro. Die Forschung in Einrichtungen,
z.B. Hochschulen, Universitäten, und andere Forschungsorganisationen wird aus
einem großen Teil mit öffentlichen Mitteln gestemmt, auch deutsche Unternehmen forschen
z.B. in der Elektromobilität, oder Maschinenbau, und sind mit 69,1 % sehr stark
beteiligt.
[15]
Öffentliche Mittel sind im Grunde Subventionen. [16]
Der Bund und Land hat als Nachfolger der Exzellenzinitiative
von 2007 die Exzellenzstrategie aufgestellt. Ziel ist es, Forschungsorganisationen
(Hochschulen, Universitäten, andere Eirichtungen) im internationalen Wettbewerb
sichtbarer zu machen und Deutschland als Wissenschaftsland attraktiver zu
machen. Dass dieses Projekt funktioniert, hat die Exzellenzinitiative gezeigt. Sie
baute die Exzellenzstrategie auf und bereitete die Exzellenzstrategie auf. So
werden diese Organisationen nicht nur mit insgesamt 385 Mio. Euro unterstützt,
sondern auch mit angestrebten Partnerschaften und Kooperationen unter den
Organisationen selbst. So können einzelne Forschungseinrichtungen, oder einen
Verbund einen Antrag auf die Unterstützung der sogenannten exzellenten
Forschung stellen.
Die Antragsstellung erfreut jeden Bürokraten oder Stand-up-Komödianten: Der Antrag geht zuerst an die Behörde für Exzellenzcluster des jeweiligen Landes, der geht dann weiter an die Deutsche Forschungsgemeinschaft e.V. (DFG), der begegnet uns noch später, und dann an den Wissenschaftsrat. Die Förderlaufzeit beträgt „zweimal sieben Jahre“ als Drittmittel (projektgebundene Fördergelder) und kann nach dem Ablauf der Laufzeit auch für dasselbe Projekt nochmal beantragt werden. So gibt es aber 10 Universitäten und einem Verbund, die auch dauerhaft gefördert werden. [17]
Abb. 4: Liste der Exzellenz-Forschungsrganisationen: Alles Universitäten und -verbände. (Bildquelle: 17))
Im Jahr 2018 wurde von der DFG knapp 33 200 Projekte mit
insgesamt 3,4 Mrd. Euro gefördert und im selben Jahr wurde über 20 200
Förderanträge entschieden. Die Quote der Bewilligung liegt bei fast 30 % und
die Förderung bei etwa 34 %. [18]
Das KIT
Abb. 5: Das gegenwärtige Logo des KIT. (Bildquelle: 21))
Das
KIT, Karlsruhe Institut für Technologie, ist eine führende Technische
Universität in Deutschland und hat mehrere (124) Institute in Karlsruhe und der
Umgebung. Es entstand 2009 als Zusammenschluss der Universität Karlsruhe, die ihren Ursprung 1825 findet, und der Forschungszentrum Karlsruhe GmbH, welche 1956 gegründet wurde. So ist das KIT ein recht junges Forschungszentrum, wenn man da hingegen die Universität Heidelberg betrachtet, welche 1386 gegründet wurde.[1,2]
Abb. 6: Organigramm zur Organisation und Stellung der KIT-Sektionen. (Bildquelle: 3))
Die 124 Institute sind in fünf übergeordneten Bereichen
gegliedert. Sie organisieren den Wissenschaftsbetrieb und seine Infrastruktur.
Dem Bereich untersteht einem Bereichsleiter. Bereichsübergreifende
Forschungsthemen werden von den KIT-Zentren koordiniert. Die Bereichsleiter
kontrollieren die fachliche Weiterentwicklung und verteilen ihre Ressourcen
möglichst sinnvoll. Die Bereichsleiter vertreten ihren Bereich vor dem internen
Präsidium. Das Präsidium ist quasi die Administration des KIT: Sie kontrolliert
die strategische Gesamtsituation, verantwortet das Berufungsgeschehen, also irgendwelche
Unfälle, sowie die Finanzierung. Das Präsidium des KIT wiederum, vertritt das
KIT gegenüber einem Aufsichtsrat und den Zuständigen des Bunds und Land. [3]
Die Abbildung 1 beschäftigt sich mit dem Aufbau der Organisation des KIT, das
ist ein sogenanntes „Organigramm“.
Das KCETA-Institut
Das KCETA-Institut ist ein
Institut, welches sich für die Astroteilchenphysik interessiert, sie
unternehmen Forschungen, oder unterstützen sie, weltweit in den Bereichen
Kosmische Strahlung, Hochenergie Neutrino-Astronomie, Dunkle Materie, indirekt
sowie direkt, in der Quantenfeldtheorie, Theoretische Kolliderphysik,
Flavourphysik, Neutrinophysik, wozu auch das KATRIN gehört, Computergestützte
Physik, Technologieentwicklung, Beschleunigerforschung, sowie weitere Projekte,
die in Planung sich befinden. [26]
Wie finanziert sich das KIT?
Abb. 7: Wie die Gelder aufgeteilt sind. (Bildquelle: siehe 4); S. 102)
Das KIT hatte 2018 einen Jahresetat von 880,9 Mio. Euro. Davon kamen etwa 31,8 % vom Bund und knapp 30 % (29,9 % berechnet; 29,8 % angegeben) vom Land, der Rest (38,4 %) ist von Sonstigen „Drittmitteln“.[1,4] Doch wie hat das KIT das Geld erhalten? Wie kam das Geld von z.B. Bund und Land zum KIT? Im Jahresbericht 2018 vom KIT, welches als Quelle Nr. 4 angegeben ist, wird das Jahresetat in zwei Sektoren aufgeteilt. Der erste Sektor ist der Universitätsbereich und der zweite ist der Großforschungsbereich. Die dazugehörige Grafik steht rechts neben den Text. Die sonstigen Drittmittel sind Verfügungen aus dem DFG, die Deutsche Forschungsgemeinschaft und deren Sonderforschungsbereiche (SFB), die EU, vermutlich Zusatzgelder vom Bund und Land, es gibt auch eine Quelle mit „sonstige Erträge“, das sind vermutlich irgendwelche Spenden, von der Industrie oder eigene Einnahmen.
Abb. 8: Woher die Drittmittel kommen. DFG = Deutsche Forschungsgemeinschaft; SFB = Sonderforschungsbereich. Extln konnte ich leider nicht herausfinden. (Bildquelle: 4))
Was ist KATRIN, was macht KATRIN?
Abb. 9: Die Einweihung von KATRIN am 11.06.2018. Mit dabei Prof. Dr. Blümer: Dritter von links; außerdem noch zwei Nobelpreisträger anwesend. (Bildquelle: 11))
Als
Zusammenfassung könnte man KATRIN, also Karlsruher
Tritium Neutrino Experiment, zusammenfassen, dass es mit einer
ausgeklügelten Methode um eine Größenordnung genauer die Masse des Neutrinos
bestimmen kann, als alles bisher. Also kurz: KATRIN ist die bisher genaueste
Neutrino-Waage der Menschen. Um vorzustellen, was KATRIN genau ist, habe ich zu
den folgenden Fragen, die man vielleicht haben könnte, eine Antwort geschrieben.
Warum nur in Karlsruhe am KIT? Weil das KIT als einzige
Forschungsorganisation eine Lizenz hat, bis zu 40 Gramm zu lagern oder
verwenden. Deshalb steht KATRIN im KIT. [12]
Was ist ein Neutrino und wie leicht oder schwer ist es denn?
Das Neutrino wurde bereits ziemlich früh, also 1930, von Wolfgang Pauli postuliert, er kam zu der Erkenntnis, dass beim β-Zerfall eine bislang unbekannte Energie bzw. Masse fehlt, oder dass der Energieerhaltungssatz möglicherweise doch nicht korrekt ist. Enrico Fermi ging auf dieses fehlende Teilchen genauer ein und beschrieb es erstmals. So kommt der Name Neutrino daher, dass er das zuvor „Neutron“ genannte Teilchen in Neutrino umbenennt.[5] 1933 wurde diese Theorie erstmals einer breiteren Öffentlichkeit vorgestellt und eine Frage nach dem experimentellen Nachweis entstand. Da das Neutrino so leicht sein muss, war klar, dass diese Aufgabe schwierig werden wird. Der Suffix -ino ist ein italienisches Diminutiv (Verkleinerungsform/Verniedlichung). Eine Beobachtung gelang tatsächlich erst 1956. Ein Kernreaktor, der benutzt wurde, emittiert durch den Betazerfall sogenannte Elektron-Antineutrinos. Die Antiteilchen haben immer die umgekehrten Eigenschaften von den „eigentlichen“ Teilchen.[6] Ein eV/c² entspricht ungefähr 1,782 661 922 × 10-36 kg, ein eV entspricht exakt 1,602 176 634 × 10-19 J. [9]
Warum ist es so wichtig zu wissen, wie schwer ein Neutrino ist?
Die Neutrinos wechselwirken nicht mit der starken
Wechselwirkung, da sie keine Farbladung haben, und da sie elektrisch neutral
sind auch nicht mit der elektromagnetischen Wechselwirkung. Sie sind die
einzigen Teilchen, mit solchen Eigenschaften. So können sie mit ihrer Masse nur
mit der Gravitation wechselwirken, was allerdings auf den Skalen der
Teilchenphysik sehr irrelevant ist, und mit der schwachen Wechselwirkung, sie
wirkt hauptsächlich im β-Zerfall welche trotz ihrem Namen viel „stärker“ in
ihrer Wirkung ist, als die Gravitation, allerdings wirkt die schwache
Wechselwirkung nur über extrem kurze Distanzen.
Wie misst KATRIN die Masse der Neutrinos? (Aufbau)
Abb. 10: Die schematische Darstellung von KATRIN. (Bildquelle: 13))
Abb. 11: Der Zerfall von tritium im Beta-Zerfall.
Abb. 12: Der Betazerfall von Tritium dargestellt. (Bildquelle: 14))
Das Messprinzip von KATRIN ist modellunabhängig, erfolgt aber nicht direkt, wie wenn man einen Menschen auf eine Waage stellt. Auch würde das nicht so funktionieren, da wir ja gelernt haben, dass ein Neutrino mit nur sehr schwierig wechselwirkt. KATRIN misst deshalb die kinetische Energie des Elektrons im β–-Zerfall. Nämlich wenn ein Tritium-Atom spontan zerfällt (HWZ: 12,32 a), zerfällt es in ein Helium, ein Elektron und ein Elektron-Antineutrino. Dabei wird ein Neutron zu einem Proton (Formel als Bild). Die freiwerdende Übergangsenergie teilt sich in der Ruhemasse des Elektrons, wenn das Neutrino massiv ist auch in die Ruhemasse des Neutrinos, und der Rest als kinetische Energie in Elektron und Antineutrino.
Grundsätzliche könnte jedes Isotop, das in einem Betazerfall
zerfällt, dafür genutzt werden. Die Wahl fiel jedoch auf Tritium, da es eine
geeignete Halbwertszeit hat (s.o.) und eine möglichst einfache Kernstruktur aus
nur wenigen Nukleonen.
[14] Die
genaue Arbeitsweise bis ins kleinste Details, was ich durchaus machen könnte,
allerdings habe ich nicht vor das alles zu erklären, da das den Rahmen und
meine vorgegeben Zeit einfach sprengt. Gehen wir aber weiter zu den einzelnen
Bausteinen von KATRIN, die ich erläutern mag.
Rear Section/Schlusssektion
Auf der Webseite ist der Text zwar „unter Bearbeitung“
(Stand 05.02.2020) [22], aber
meine Zusammenarbeit mit Prof. Dr. Johannes Blümer ergab, dass die
Schlusssektion Ionen aufnimmt und elektrisch neutralisiert, es definiert das Potential der
Gasquelle. (Siehe E-Mails mit Prof. Dr. Johannes Blümer)
Transportbereich
Aus dem WGTS (Windowless gaseous tritium source,
fensterlose, gasförmige Tritium-Quelle) kommt das Tritium für den
Hauptspektrometer. Das Tritium hat eine recht hohe Reinheit von > 95 % und
wird auf 27 K / -246 °C. Es werden ständig nur wenige Gramm Tritium in den
Spektrometer-Bereich gelassen. In dem weiteren Bereich, z.B. DPS
(differenzielle Pumpstrecke), wird das Tritium für den Spektrometer aufbereitet.
[23, 24]
Spektrometer-Bereich
Im Spektrometer-Bereich wird zuerst die energiearmen durch
den Zerfall entstehenden Elektronen absorbiert, da sie keinen weiteren Nutzen
haben, der Vorspektrometer kommt aus den ersten Tests im Rahmen des
KATRIN-Projekts. [27] Im Hauptspektrometer werden die Elektronen
über ein starkes magnetisches Feld geleitet und dort wird auch gemessen, wie
sich die Elektronen am Ende des Spektrums sich verhalten, welche wichtige
Informationen über die Neutrinomasse enthalten. Das Monitor-Spektrometer misst
die Position der Elektronen aus den Zerfällen, zur Überwachung der
Spannungsstabilität dient der Hauptspektrometer als sehr präzises Instrument. [25]
Wie finanziert sich KATRIN?
Bisher kostete KATRIN übrigens etwa 60 Millionen Euro
[12] (Stand: höchstens 29.11.2019). Prof. Dr. Blümer hat mir verraten,
dass jedes Jahr 15 Millionen Euro Personalkosten etwa entstehen, die USA sollen
direkt 10 % der Kosten beisteuern, auch Tschechien hat einige 105
Euro beigesteuert und unverzichtbares Know-how. Allgemein gilt bei
internationalen Projekten, dass man nie auf das Geld schauen sollte.
Um
sich ein Bild zu machen, in welchen Größenordnungen sich eine Investition wie
KATRIN bewegt, muss man sich den Aufwand anschauen, der hier betrieben werden
muss. Produziert wurden die Bauteile von KATRIN in der Nähe von Regensburg. Da
die Teile für den Straßen- oder Schienentransport zu groß sind, mussten die
Teile auf dem Schiffsweg transportiert werden. Per Schiff ging es von
Regensburg über die Donau ans Schwarze Meer und von dort über den Bosporus, das
Mittelmeer, den Atlantik bis über den Kanal in den Rhein rein. Dieser
Hauptspektrometer wurde dann in Leopoldshafen abgelegt und per Transporter ganz
langsam durch die Straßen von Leopoldshafen ins Campus Nord in die eigens dafür
errichtete Halle gehievt. Zuvor wurde jede Engstelle der Reise des
Hauptspektrometers ausgemessen, nicht dass er Durchmesser zu groß werden würde.
[27] Die Seereise dauerte zwei Monate.
Als Gegenzug bekommen die internationalen Partner und auch
inländische Mitarbeiter eine gute Ausbildung, Studium oder Promotion. Bei der
Beteiligung am Projekt erhoffen sich die Geldgeber und Wissenschaftler etwas
Anerkennung.
Nachdem um 2000 die ersten Ideen von einer noch präziseren
Neutrino-Waage aufkamen, als es sie bisher schon gibt, z.B. in Mainz oder
Troitsk bei Moskau, hatte man sich in einem Workshop führende
Neutrino-Wissenschaftler berufen und einige aus dem Bundesministerium nach Bad
Liebenzell in eine Burg eingeladen und darüber nachgedacht, wie man so ein
Projekt verwirklichen konnte. Einige Tage später soll einer vom
Bundesministerium in Bonn am KIT angerufen haben und nachgefragt, wie viel das
Projekt wohl kosten würde. „So ungefähr 2 Millionen Mark“. Nachdem man einige
Tests und Simulationen durchgeführt haben soll, und erste Teile gebaut wurden,
waren die Kosten auf 16 und später auf 24 Millionen Euro gestiegen. Diese
wurden von dem Ministerium auch gebilligt. Nachdem wieder einige Jahre
vergangen waren und festgestellt wurde, dass der 7-Meter-Hauptspektrometer
leider nicht ausreichte, dass die Kosmologen ihr Verständnis über das Universum
in den ersten Momenten verbessern können. So wuchs der Hauptspektrometer von 7
auf 10 Meter an. Jetzt brauchten sie Gelder von 32 Millionen Euro und einen
Grund, dass sie das Projekt weiter finanzieren. Sie gaben an, dass das Projekt
nur in Karlsruhe durchführbar ist, weil es das bis heute übrigens noch die
einzige Universität ist, die soviel Tritium bereitstellen darf. Das war ein
guter Grund. Dann war noch einige Überzeugungsarbeit notwendig, dass das
Tritium aus dem nicht mehr verwendeten Tritiumlabor für den
Tritium-Testfusionsreaktor für KATRIN zu verwenden. Nachdem klar war, dass
diese Hochspannung von ca. -18 535 Volt für den Messprozess über Jahre
unbedingt halten muss, genauso wie mit der konstanten Temperatur von etwa 27 K
des Tritiums (Zahl aus 23)),
mussten neue Technologien her, oder das KIT schaltet sich mit der Uni in
Göttingen in Verbindung, jedoch hatten sie eine solche Technologie auch nicht,
nur die Tschechen, über die die KATRIN-Kollaboration eher zufällig gekommen
sind, die auch an sowas schon jahrzehntelang arbeiten, hatten diese
Technologie. Sie wurden dann ebenso ins Boot geholt und lieferten dieses
„unverzichtbares Knowhow“ für KATRIN. Die größte Schwierigkeit lag darin, diese
Tritium-Aufbereitung vor dem Spektrometerbereich zu bauen, bzw. bauen zu
lassen. Es wurde eine Firma in Kalifornien, USA, beauftragt diesen Teil für
einen Festpreis von 8 Millionen Euro oder Dollar zu bauen. Leider schaffte es
diese Firma aus Los Alamos nicht, den Teil zu liefern und so erklärten sie sich
bereit, die bisher gefertigten Teile plus 10 Millionen Euro bereitzustellen und
sich von dem Vertrag zurückzuziehen. Das KIT hätte theoretisch gerichtliche
Schritte dagegen einleiten lassen können. Der Hauptspektrometer lieferte für
einen 6,5 Millionen Euro Vertrag plus Transport in KIT die Deggendorfer Werft.
Das war sozusagen ein Schnäppchen im Vergleich dazu, wenn man den
Hauptspektrometer in eine noch extra gebaute Halle bauen zu lassen. Bis zum
Tag, an dem das Projekt soweit stand, wurden wie bereits gesagt ziemlich genau
60 Millionen Euro ausgegeben. [27]
Ablauf des Gespräches oder E-Mail-Wechsel mit Prof. Dr. Blümer
Zuerst habe ich mit einer willkommenden Nachricht an Prof.
Dr. Blümer den E-Mail-Wechsel begonnen.
Nach bloß 31 Minuten kam bereits eine fast schon unerwartet
schnelle Antwort von ihm zurück, zum aktuellen Stand (12.02.2020) bisher noch
die einzige E-Mail:
Allerdings habe ich
erst am 03.02.2020 gegen 11:46 antworten können:
Ich habe mich erkundigt, ob ein Treffen stattfinden könnte. Am
12.02.2020 habe ich nochmal eine Antwort geschickt, mit meinen Fragen, dessen
Antworten ich in meine Arbeit einbeziehen werde, allerdings, wie schon erwähnt,
hat er sich bis zum 12.02.2020 noch nicht gemeldet, was wohl an seiner großen
Geschäftigkeit liegen wird. Meine E-Mail beinhaltet noch fröhliche „Emoticons“:
Meine Fragen betreffen einige Themen meiner Arbeit und sind
möglichst auf sein Aufgabengebiet angepasst.
Also sind die Fragen diese:
Fragen zur Finanzierung von KATRIN (mein eigentliches Thema):
Wie ist der Anteil von Grundfinanzierung, Programmmittel und
Drittmitteln?
Sind Betriebe der freien Wirtschaft beteiligt?
Sind auch ausländische Geldgeber beteiligt?
Was versprechen sich die einzelnen Parteien von ihrer Beteiligung?
Wie läuft das ab, dass man finanziert wird, gibt es Anträge,
werdet ihr vielleicht unvermittelt finanziert, gibt es Präsentationen für die
Geldgeber…?
Fragen zur Bedeutung von KATRIN
Was denken Sie, wie bekannt KATRIN in der Öffentlichkeit ist?
Und wie international ist KATRIN?
Warum ist es so wichtig zu wissen, wie schwer ein Neutrino ist und
warum sollte der Geldgeber dafür Geld geben?
Fragen zur Funktionsweise von KATRIN
Wie funktioniert KATRIN, gibt es irgendwelche Handbücher als PDF
zum Beispiel auch für nähere Informationen, als bislang auf dem schnellen Weg
via Wikipedia, o.ä. möglich ist?
Was macht die Rear Section/Schlusssektion bei KATRIN?
Fragen zu Ihrer Person
Was machen Sie in ihrem Beruf genau?
Darf ich fragen, wieviel Sie etwa verdienen und wie sehr Ihnen das
Geld wichtig ist?
Fragen zur Finanzierung des KIT
Wie funktioniert die Finanzierung beim KIT?
Wie wird das Geld intern unter den Bereichen und Instituten
verteilt?
Am 12. Und 13.02.2020 ging es dann auf einmal rund: Prof.
Dr. Johannes Blümer hat auf meine Fragen passende Antworten gegeben und super
kurzfristig einem Treffen für den 13.02.2020 gegen 16:00 Uhr bei mir
zugestimmt. Seine Antworten per E-Mail sind:
Fragen zur Finanzierung von KATRIN (mein eigentliches Thema):
Wie ist der Anteil von Grundfinanzierung,
Programmmittel und Drittmitteln?
Der Aufbau hat exakt 60 M€ als Investition gekostet.
Grundfinanzierung und Programmittel kann man bei Helmholtz’
Programmorientierter Förderung eigentlich nicht unterscheiden. Die Drittmittel
sind ca. 5 M€, wiederum nur der Investanteil.
Zusätzlich braucht das Projekt bei 150 Personen ca. 15
M€/a Personalkosten, die in den 60 M€ NICHT enthalten sind.
Sind Betriebe der freien Wirtschaft beteiligt?
Als Auftragnehmer, z.B. die Deggendorfer Werft hat den
Tank gebaut. Wichtig war auch “Research Instruments” in Bergisch-Gladbach…
“Im Projekt drin” sind keine Firmen.
Sind auch ausländische Geldgeber beteiligt?
ja, USA steuern direkt 10% zu den Betriebskosten bei.
Viel läuft über sogenannte ‘in-kind’-Beiträge: Sachen
und Verfahren, ohne die es nicht geht. Tschechien z.B. hat wenig Geld (wenige
100 T€) aber unverzichtbares Knowhow beigetragen. Für eine faire Anerkennung
darf man in internationalen Projekten NIE NUR AUFS GELD schauen!
Was versprechen sich die einzelnen Parteien von ihrer
Beteiligung?
Man ist dabei, wenn eine unglaublich wichtige Größe
gemessen wird.
Und wer das kann, der kann mit diesen Kompetenzen auch
noch anderes…
Grundlagenwissen und Technologie sowie bestens ausgebildete
Leute (Master, Dr.)
Wie läuft das ab, dass man finanziert wird, gibt es
Anträge, werdet ihr vielleicht unvermittelt finanziert, gibt es Präsentationen
für die Geldgeber…?
Es gibt (vergessen
weiter zu schreiben?)
Fragen zur Bedeutung von KATRIN
Was denken Sie, wie bekannt KATRIN in der
Öffentlichkeit ist?
Sehr bekannt, vor allem wegen dem Tanktransport. (Dort
waren 30 Tausend Menschen anwesend! [27])
Unsere Medienanalyse zeigt auch eine Riesenresonanz
auf das erste Messergebnis.
Und wie international ist KATRIN?
Naja, total mit x Ländern, siehe Webseite-
Warum ist es so wichtig zu wissen, wie schwer ein
Neutrino ist und warum sollte der Geldgeber dafür Geld geben?
Weil die Neutrinomasse eine fundamentale Größe ist. Im
Standardmodell der Teilchentheorie ist die Masse Null. Aus den
Neutrinooszillationen weiß man aber, dass die Masse nicht null sein kann
(=Nobelpreis). Neutrinos waren nach dem Urknall die ersten massiven Teilchen,
die sich quasi-frei bewegen konnten, sie hatten geringe Wechselwirkung und
flogen bei kleiner Masse und hoher Energie mit fast Lichtgeschwindigkeit. Dabei
haben sie die ersten Verdichtungen von Materie etwas wieder ausgewaschen. Das
Ergebnis ist genau die Klumpigkeit des Universums, wie wir sie aktuell
beobachten. Je nach Neutrinomasse sähe das heutige Weltall anders aus.
Fragen zur Funktionsweise von KATRIN
Wie funktioniert KATRIN, gibt es irgendwelche
Handbücher als PDF zum Beispiel auch für nähere Informationen, als bislang auf
dem schnellen Weg via Wikipedia, o.ä. möglich ist?
Was macht die Rear Section/Schlusssektion bei KATRIN?
Ionen aufnehmen und elektrisch neutralisieren, das
Potential der Gasquelle definieren.
Fragen zu Ihrer Person
Was machen Sie in ihrem Beruf genau?
Als Bereichsleiter Wissenschaftsmanagement und
Wissenschaftler/innen dirigieren, gute Rahmenbedingungen setzen, neues anstoßen
Darf ich fragen, wieviel Sie etwa verdienen und wie
sehr Ihnen das Geld wichtig ist?
Nein lieber nicht 😉
Geld allein macht nicht unglücklich. In der Industrie
bekäme jeder von uns das 3-10 fache, aber man hat da halt andere Zeile
Fragen zur Finanzierung des KIT
Wie funktioniert die Finanzierung beim KIT?
1/3 kommt von der Helmholtz-Gemeinschaft. 1/3 kommt vom Land BW. 1/3 sind Drittmittel, die von den ca. 360 Professor/innen etc. eingeworben werden (durch Anträge…).
(s. Wie wird das KIT finanziert)
Wie wird das Geld intern unter den Bereichen und
Instituten verteilt?
Naja, das KIT mit seinen internen Strukturen war ja da
bevor es die Bereiche gab. Also war die anfängliche Verteilung so, dass jeder Bereich,
das bekommt, was er gemäß seinen Einrichtungen braucht. Nach diesen Startwerten
geht es etwas dynamisch zu, je nach strategischen Entwicklungen und Erfolgen
bei Begutachtungen. Insgesamt stehen wir mit diesem Mix (s.o. *) stabil und
langsam wachsend dar. Deutschland ist mit im Prinzip +3% pro Jahr (!) in die
Wissenschaft viel besser dran als die meisten anderen Länder. Das brauchen wir
auch, um weiter Hightech produzieren zu können.
Treffen mit Prof. Dr. Blümer
Am 13.02.2020 gegen 16:00 Uhr bis 17:20 Uhr, obwohl er nur eine Stunde
bleiben wollte, konnte Prof. Dr. Johannes Blümer bei mir vorbeikommen und
erzählte von seiner Laufbahn, dem KATRIN-Projekt in Übersicht, kleinere andere
Themen. Er bracht mir sogar plastische Gegenstände für die Präsentation mit,
wie zum Beispiel T-Shirts von KATRIN.
Vielen Dank für die Zusammenarbeit, wenn Sie (Prof. Dr. Johannes Blümer) das
mal lesen!
