Cosmic Latte

Die Episode über Katherine Johnson, Cecilia Payne und andere versteckte Frauen in der Wissenschaft. CL012 - Frauen in der Wissenschaft Die Episode über Katherine Johnson, Cecilia Payne und andere versteckte Frauen in der Wissenschaft Einleitung und Vorstellung Elka In dieser Episode ist Elka das erste Mal mit dabei, weswegen wir sie näher kennenlernen wollen. Elka ist einigen als The Sciency Feminist auf Instagram bekannt. Sie hat zuerst medizinische Informatik studiert und dann den Master in Biomedical Engineering (Schwerpunkt “Medical Physics and Imaging”) gemacht. Aktuell schließt sie den Universitätslehrgang Medizinphysik ab und hat auch als Medizinphysikerin im Krankenhaus gearbeitet. Was macht eine Medizinphysikerin im Krankenhaus? Sie kann zb. in der Radiologie, Nuklearmedizin oder in der Strahlentherapie arbeiten, überall wo ionisierende Strahlung vorkommt (aber nicht nur dort). Seit einem halben Jahr arbeitet Elka als FH-Lektorin und hält Vorlesungen rund um das Thema IT. Frauen in der Informatik Elka hat ihre Bachelorarbeit über “Frauen in der Informatik” geschrieben. Darum werfen auch wir einen Blick auf den Frauenanteil in der Informatik, der an der TU Wien, bei circa 20% war. Der geringste Anteil war in der Technischen Informatik, der höchste in Medizinische Informatik. Spannend ist, dass der Anteil an ausländischen Studierenden unter den weiblichen Studierenden der Informatik besonders hoch ist. Frauen in der Wissenschaft Zufälligerweise haben unsere Kollegen Reini und Nicolas vom “Methodisch inkorrekt”-Podcast in ihrer Episode "Gefühlte Kompetenz" ebenfalls über Frauen bzw. Minderheiten in der Wissenschaft gesprochen. Sie haben dann auch bemerkt, dass sie als Nicht-Betroffene einen reduzierten Einblick in das Thema haben, weswegen wir uns diesem Thema eine ganze Episode lang widmen. Elka war in ihrer Unizeit an der TU Wien auch Frauenreferentin der HTU (Hochschüler*innenschaft der TU Wien) und somit auch eine Anlaufstelle bei Vorfällen mit sexistischer Diskriminierung. Zudem hat Elka die Initiative "Frauen in die Technik" unterstützt, die Frauen bzw. junge Mädchen in der Berufswahl beraten. Hidden Figures und Katherine Johnson Auch wenn es immer noch oft an weiblichen Role Models fehlt, erfahren heutzutage immer mehr Frauen, v.a. aus der jüngeren Geschichte, nun endlich die Anerkennung oder zumindest die Aufmerksamkeit, die ihnen damals oft verwehrt geblieben war. Ein Beispiel dafür, sind die "human computers" der NASA, die komplexe mathematische Modelle und Berechnungen, etwa für die Mondflüge, aufgestellt haben. Seit dem Film "Hidden Figures" (deutsch: "Unerkannte Heldinnen") sind sie auch einer breiteren Öffentlichkeit bekannt. Der Film porträtiert das Leben und die Arbeit von Katherine Johnson und ihren Kolleginnen Dorothy Vaughan und Mary Jackson. Katherine Johnson war Mathematikerin bei der NASA und eben Teil der weiblichen "colored computers". Sie arbeitete an verschiedenen Projekten, darunter an der Berechnung der Flugbahnen für die ersten bemannten Raumflüge. Besonders bekannt wurde sie durch ihre Arbeit an der Mission Mercury-Atlas 6, bei der der Astronaut John Glenn als erster Amerikaner 1962 die Erde umkreiste. Katherine Johnson spielte eine wichtige Rolle bei der Berechnung der Flugbahn und der Kontrolle des Wiedereintritts in die Erdatmosphäre. Sie war auch maßgeblich an der Apollo-11-Mission beteiligt, der ersten Mondlandung im Jahr 1969. Katherine Johnsons berechnete die genaue Flugbahn der Mission, wie sie in die Umlaufbahn des Mondes kommen, wann sie starten sollen, wo der Mond ist, wo sie landen sollen. Sie entwickelte außerdem ein manuelles Navigationsschema, das sich an Fixsternen orientierte, für den Fall eines Computerausfalls. Als die Apollo 13 aufgrund der Explosion eines Treibstofftanks und der daraus resultierenden Abschaltung des Navigationscomputers unplanmäßig zur Erde zurückkehren musste, übernahm Johnson die Berechnungen für den Rückweg. Insgesamt arbeitete sie 30 Jahre bei der NASA. Katherine Johnson verstarb 2020 im Alter von 101 Jahren. Sie hinterließ ein beeindruckendes Erbe als Pionierin der Raumfahrt und als Inspiration für junge Frauen und Minderheiten in den MINT-Fächern. In Anerkennung ihrer Arbeit erhielt sie zahlreiche Auszeichnungen, darunter die Presidential Medal of Freedom im Jahr 2015 von Barrack Obama. Außerdem ist ein NASA-Gebäude nach ihr benannt: Katherine G. Johnson Computational Research Facility. Matilda Effekt Frauen in der Naturwissenschaft waren lange Zeit unsichtbar. Selbst nachdem Frauen im 20.Jahrhundert endlich an die Universitäten zugelassen wurden, wurde ihre Arbeit meist nicht ernst genommen oder alleinig ihren männlichen Kollegen zugeschrieben. Die Leistungen von Forscherinnen wurden unsichtbar gemacht, indem man grundsätzlich davon ausging, dass die männlichen Kollegen die treibende Kraft der Forschungsergebnisse seien. Einige Wissenschaftlerinnen, wie Ada Lovelace, die Erfinderin des Programmierens, griffen deshalb auf Pseudonyme zurück, um ihr Geschlecht zu verbergen. Andere forschten mit ihren Ehemännern, um ihren Ergebnissen eine gewisse Legitimation zu geben. Es gibt viele von diesen unsichtbaren und übersehenen Matildas in der Welt der Technik und Naturwissenschaft. Der Matilda Effekt ist nach der US-amerikanischen Frauenrechtlerin Matilda Joslyn Gage benannt, die als Erste dieses Phänomen beschrieben hat. Bekannte Beispiele sind Mileva Maric, Ada Lovelace, Lise Meitner, Marietta Blau und Rosalind Franklin, um nur einige zu nennen. Cecilia Payne In der Astronomie finden sich leider ebenfalls Geschichten von Frauen, die lange und hart um ihre Rechte, Anerkennung oder schlicht einer Gleichstellung gegenüber ihren männlichen Kollegen kämpfen mussten. Eine von ihnen war Cecilia Payne, eine äußerst begabte Astronomin, der mit ihrer Doktorarbeit bereits bahnbrechendes gelang. Denn in ihrer Arbeit mit dem Titel “Stellar Atmospheres, A Contribution to the Observational Study of High Temperature in the Reversing Layers of Stars”, fand sie heraus, woraus Sterne bestehen! Zuvor war man allgemein der Meinung, dass Sterne in etwa aus dem gleichen Material bestehen müssten wie die Erde, nur eben viel heißer sind. Payne kam in ihrer Doktorarbeit nun aber zu dem Ergebnis, dass es zwei Elemente in der Sonne gibt die alle anderen komplett dominieren. Vor allem Wasserstoff gab es in der Sonne eine Million mal mehr als all die anderen Elemente und auch Helium war deutlich häufiger. Die Sonne – und auch die anderen Sterne – bestehen fast komplett aus Wasserstoff, mit ein wenig Helium und verschwindend geringen Mengen der restlichen Elemente. Ihre Erkenntnis wurde am Anfang jedoch runter gespielt und sie wurde sogar dazu gedrängt, ihre Schlußfolgerungen zurückzuziehen (was sie zwar nicht tat, aber schließlich abmilderte). Cecilia Payne machte aber dennoch Karriere als Astronomin und wurde 1956 die erste Frau, die an der Harvard Universität eine volle Professur erhielt. Später wurde sie zur Leiterin des Astronomie-Instituts befördert - ebenfalls als erste Frau in Harvard. Sie blieb bis 1966 ein aktiver Teil der Fakultät und selbst nach ihrer Pensionierung forschte und arbeitete sie bis zu ihrem Tod am 7. Dezember 1979 weiter. Cosmic Latte Musik Cosmic Latte hat Ben zu einem ganze Album inspiriert, was wir sehr inspirierend finden. Das Album könnt ihr euch hier hören: Starlander Weiterführende Links Informationen zur Initiative "Frauen in die Technik" finder ihr hier und hier. Der Film Hidden Figures basiert auf dem Buch von Margot Lee Shetterly. Wer mehr über die Human Computers erfahren möchte, ist mit diesem Buch auf jeden Fall gut beraten. Astrodicticum Simplex geht in seinem Blog näher auf die Spektralanalyse ein. Jene Methode, mit der es Cecilia Payne gelang, die Zusammensetzung der Sonne zu identifizieren. Wie sie das genau anstellte, könnt ihr hier lesen. Weitere Buchempfehlungen: Reaching for the Moon - The Autobiography of Katherine Johnson Women in Science - Rachel Ignotofsky Kontakt Falls ihr Fragen habt, dann schickt uns eine Mail an kontakt@cosmiclatte.at oder schaut auf cosmiclatte.at. Und sonst findet ihr uns hier: Instagram Cosmic Latte | Twitter Cosmic Latte Redbubble Evi| Instagram Evi Instagram Elka Du möchtest deine Werbung in diesem und vielen anderen Podcasts schalten? 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Die Episode über JUICE und die Monde des Jupiter CL011 - Die ESA JUICE Mission zu den Jupiter Eismonden Die Episode über Juice und die Monde des Jupiter Einleitung Eva war im Zuge des #socialspace Event zum Launch der aktuellen ESA Mission JUICE in Darmstadt zu Besuch beim europäischen Satelliten Kontrollzentrum ESOC. Neben einem Besuch im Experimenta, dem Science Center in Heilbronn und zahlreichen Expert:innen Talks zur Mission durfte sie dann auch bei einer Führung durch die ESA ins Kontrollzentrum. Zum Launch gab es dann auch den JUICE Cocktail. Das Rezept dazu findet ihr hier. Die Reise zum Jupiter Die Raumsonde JUICE wird 8 Jahre zum Jupiter unterwegs sein und bei seinen Fly-by Manövern mehrmals bei der Erde, aber auch bei der Venus vorbeikommen. Dabei wird JUICE 2024 bei seinem Mond-Erde Vorbeiflug die Umgebung des Mondes im Magnetfeld der Erde untersuchen - dies findet das erste Mal in dieser Konstellation statt. Der Start war gar nicht so einfach, es gab ein Startfenster von nur einer Sekunde, was nötig war, um den ersten Fly-By an der Erde im Jahr 2024 zu erreichen. Dann können auch das erste Mal Messungen beim Mond durchgeführt werden, wenn er vom Magnetfeld der Erde beeinflusst ist. Die ersten Ergebnisse werden bereits in einigen Wochen vorliegen. Mit dabei beim Start war übrigens auch ein Faultier. Das Zielobjekt: Jupiter und seine Eismonde JUICE steht für "JUpiter ICy Moons Explorer" und genau das ist auch sein Ziel: Die eisigen Mondes Jupiter. 2031 wird die Mission bei Jupiter ankommen und dann bis Ende 2035 die drei Monde Ganymed, Kallisto und Europa erforschen. Es soll einerseits Jupiter selbst untersucht werden, aber vor allem der Mond Ganymed und die eventuell vorhandenen lebensfreundlichen Bedingungen, die dort oder bei den anderen Monden in den unterirdischen Ozeanen herrschen. Die Galileischen Monde Die vier Galileischen Monde sind Io, Europa, Ganymed und Kallisto mit Durchmessern zwischen 3.122 und 5.262 km (zum Vergleich: der Erddurchmesser beträgt 12.740 km, der Monddurchmesser 3.475km und der des Merkur 4.880km). Sie wurden 1610 unabhängig voneinander durch Galileo Galilei und Simon Marius entdeckt. Es sind die größten Monde des Jupiter und Ganymed ist zudem der größte Mond des Sonnensystems. Io ist dem Jupiter von den vier am nächsten und zeigt enorme vulkanische Aktivitäten, wird regelrecht durchgeknetet durch die starken Gezeitenkräfte. Er ist kein Eismond und das Magnetfeld des Jupiters ist auch zu stark als dass JUICE dort sinnvoll forschen könnte. Bei Europa wird es zwei Vorbeiflüge von Juice geben mit einer Annäherung von bis zu 400km. Er hat eine junge und aktive Oberfläche mit Geysiren und Schwaden (Plumes) von denen Wasserdampf ins All abgelassen wird. Dies wird zumindest vermutet, aber JUICE kann das hoffentlich bestätigen und messen, was das für Partikel sind und woraus die Ozeane bestehen aus denen sie kommen. Im Interview erzählt Mika Holmberg von dieser Forschung. Kallisto hat eine der ältesten Oberflächen des Sonnensystems mit vielen Einschlagskratern. Die Untersuchungen von JUICE sollen Aufschluss über die Vergangenheit des Sonnensystems geben. Ganymed ist das Hauptziel der Mission. Dieser Himmelskörper hat nicht nur unterirdische Ozeane sondern auch ein starkes Magnetfeld. Das haben von den Gesteinsobjekten sonst nur noch die Erde und Merkur. Die Vermessung der Ozeane ist schwierig, wie Alexander Stark im Interview erklärt. Er arbeitet am GALA-Instrument, mit dem die Verformung der Oberfläche durch die Gezeiten gemessen werden kann. Die Forscher:innen gehen davon aus, dass es auf Ganymed eine Gezeitenerwärmung gibt, wenn auch in einem viel geringeren Ausmaß als auf Io und Europa. Diese Wärme könnte tektonische Aktivitäten auslösen und eine der Voraussetzungen für die Entstehung von Leben schaffen: eine Energiequelle. JUICE wird außerdem die Wechselwirkungen im Detail untersuchen und wie sich etwa Polarlichter auf dem Mond entwickeln. Ozeane unter der Oberfläche Aufgrund von Messungen des Magnetfelds von Ganymed deutet alles daraufhin, dass es eine unterirdische Schicht aus Salzwasser geben könnte. Auch neuere Beobachtungen von Ganymeds Polarlichtern geben Hinweise auf die Existenz eines Ozeans unter dem Eis, der möglicherweise mehr Wasser enthält als alles Oberflächenwasser der Erde zusammen. Janus und die Einschlagskrater JUICE wird eine hochauflösende Kartierung der Oberfläche der Monde durchführen, vor allem mit dem JANUS-Experiment, von dessen Arbeit Elena Martellato erzählt. Mit diesen Daten kann man das Alter der Oberfläche bestimmen, ihre chemische Zusammensetzung und auch nach möglichen Landeplätzen für die Zukunft nachsehen. Lebt da was in den Eismonden? Alexander Stark hat darauf hingewiesen, dass es in den Ozeanen der Eismonde nicht nur Wasser, sondern auch Wärme und damit Energie geben kann. Also alles was man theoretisch für Leben braucht. Wir wissen, dass es auch auf der Erde unter extremen Bedingungen Leben geben kann, aber nicht wie es entstanden ist. Die Erforschung der Eismonde könnte uns dabei helfen, das herauszufinden. Ein Abschied und eine wichtige Ankündigung! Die Folge endet mit einem Abschied: Teresa wird Cosmic Latte verlassen und sich ihrer Masterarbeit und dem Abschluss ihres Studiums widmen. Das ist aber nicht das Ende des Podcasts; ab der nächsten Folge wird Evi gemeinsam mit Elka ("The Sciency Feminist" auf Instagram) über Astronomie plaudern. Danksagung Vielen Dank an Mika Homberg (Resarch Fellow at the Dublin Institue for advanced Studies, Ireland), Elena Martellato (Assoc. Scientist for Janus Camera am National Institute for Astrophysics, Italien) und Alexander Stark (Beteiligung an GALA (Ganymed Laser Altimeter), DLR Berlin, Deutschland) für ihre Audiokommentare. Weiterführunde Infos zur Mission findet ihr auf den Websites der ESA: Website zu JUICE kurzes Factsheet frühere Missionen zu Jupiter Informationen zu den Instrumenten Where is JUICE Kontakt Falls ihr Fragen habt, dann schickt uns eine Mail an kontakt@cosmiclatte.at oder schaut auf cosmiclatte.at. Und sonst findet ihr uns hier: Instagram Cosmic Latte | Twitter Cosmic Latte Redbubble Evi| Instagram Evi Du möchtest deine Werbung in diesem und vielen anderen Podcasts schalten? Kein Problem!Für deinen Zugang zu zielgerichteter Podcast-Werbung, klicke hier.Audiomarktplatz.de - Geschichten, die bleiben - überall und jederzeit!

Die Episode über Schwarze Löcher und Sagittarius A* CL010 - Das Schwarze Loch im Zentrum der Galaxis Die Episode über Schwarze Löcher und Sagittarius A* im Herzen der Milchstrasse Einleitung "Wozu braucht Gott ein Raumschiff?" (James T. Kirk) Diese Frage stellte Kirk in dem Film "Star Trek V: The Final Frontier" (USA, 1989, deutsch: Am Rande des Universums). Darin flog die Enterprise ins Zentrum der Galaxis und findet dort den Gott-Planeten Shakaree. Heute wissen wir, dass sich im Zentrum der Milchstrasse ein supermassereiches Schwarzes Loch befindet. Aber wie so oft in der Geschichte der Wissenschaft war es ein langer Weg bis dahin. Die Vermutung gab es schon früher, beweisen konnte man es erst vor kurzem. In dieser Episode wollen wir uns daher der Entdeckung Schwarzer Löcher und besonders jenem in unserer Milchstrasse widmen. Was ist ein Schwarzes Loch? Wortwörtlich gesprochen ist der Begriff "Schwarzes Loch" etwas irreführend, denn es ist ja kein Loch in das man hineinfallen könnte. Denn per Definition ist ein Loch ja eine offene Stelle, in der etwas fehlt, wo keine Substanz ist - und ein Schwarzes Loch ist gerade das Gegenteil davon, denn es enthält sehr viel Masse. Genau wissen wir es allerdings nicht, weil wir nicht hineinschauen können. Gemäß seiner Definition, ist ein Schwarzes Loch ein extrem kompaktes Objekt, dessen Masse auf ein sehr kleines Volumen konzentriert ist. Deswegen erzeugt es in seiner direkten Umgebung eine so starke Gravitation, dass selbst Licht diesen Bereich nicht mehr verlassen kann, weswegen es visuell als schwarzes und undurchsichtiges Objekt erscheint bzw. nicht zu sehen ist. Diese Grenze wird Ereignishorizont genannt und ist wie eine Einbahnstrasse: Nichts kann den Ereignishorizont von innen nach außen überschreiten. Dieser Bereich kann mit dem Schwarzschild-Radius berechnet werden. Rein rechnerisch lässt sich dieser Radius für jeden Körper bzw. jede Masse leicht feststellen und sagt uns, ab welchen Radius ein Objekt (das auf ein Kugelvolumen zusammengedrückt wird) zu einem Schwarzen Loch wird. Er lässt sich mit dieser Formel berechnen: Die unterschiedlichen Klassen von Schwarze Löcher Je nachdem wie Schwarze Löcher entstehen kann man sie unterschiedlich klassifizieren: Stellare SL: Sie entstehen, wenn ein ausreichend großer Stern (mit mindestens mehr als 2,5 Sonnenmassen) am Ende seines Lebens keinen Brennstoff mehr hat und unter seiner eigenen Gravitation kollabiert. Unsere Sonne kann also kein SL werden; würde sie trotzdem eines werden, dann hätte sie einen Schwarzschildradius, also einen Ereignishorizont von nur 5 Kilometern Durchmesser. mittelgroße SL: Sie haben circa die 100.000fache Sonnenmasse, aber genau kann man es nicht sagen, weil man sie noch nicht eindeutig nachgewiesen hat. Eventuell gibt es sie in Kugelsternhaufen, wo sie durch Sternkollisionen entstehen können. primordiale SL: Auch diese SL hat man noch nicht nachgewiesen. Aber man vermutet seit den 1960er Jahren dass sich direkt nach dem Urknall in bestimmten Regionen des Raums so viel Masse zusammengeballt hat, dass SL entstehen können. Solche SL wären extrem klein, kleiner als Atome und hätten eine Masse die ungefähr der eines Berges entspricht. Supermassereiche SL: Diese gigantischen Objekte haben das Millionen- bis Milliardenfache der Sonnenmasse. Man findet sie in den Zentren von Galaxien und es wird immer noch erforscht, welche Rolle sie bei der Entwicklung von Galaxien spielen. Das supermassereiche SL im Zentrum unserer Galaxie heißt "Sagittarius A* (Sgr A*)" und ist knapp 27.000 Lichtjahre von der Sonne entfernt. Sein Schwarzschildradius ist so groß, dass es gerade in die Umlauf des Merkur passen würde und es hat die 4-Millionenfache Masse der Sonne. Es gibt aber auch weitaus größere SL; das massereichste, das wir kennen ist TON 618, ein Quasar der bis zu 70 Milliarden Sonnenmassen hat. Es wäre so groß, dass es im Sonnensystem bis zur Neptunbahn reichen würde. Die Entdeckung von Sgr A* Es hat gedauert, bis man das SL im Zentrum der Galaxis eindeutig nachweisen konnte. Der Blick ins Zentrum der Milchstraße wird durch Staub verstellt und wir können nicht direkt dorthin schauen. Dort ist auch alles voll mit Sternen - aber Radiowellen können den Staub durchdringen. Schon in den 1960er Jahren hat man vermutet, dass da ein SL ist; 1974 haben die US-Astronomen Bruce Blick und Robert Brown eine starke Radioquelle im Sternbild Schütze (lat. Sagittarius) gefunden, die ziemlich genau im Zentrum der Milchstraße lag. Sie haben sie "Sgr A*" genannt und der Name ist geblieben. Warum Radioquelle? SL geben keine Strahlung ab, aber in ihrer Umgebung kann es jede Menge Gas und Staub geben. Das Material kann eine Scheibe um das SL bilden und wenn das wirbelnde Zeug durch die schnelle Bewegung aufgeheizt wird, gibt es jede Menge Strahlung ab und gerade die Radiowellen kann man sehr gut beobachten. Die Menge an Strahlung ist auch ein Hinweis, dass da ein Objekt mit enormer Gravitationskraft sein muss, das das Material so enorm beschleunigen kann. Was helfen Sternbahnen? Später haben dann Arbeitsgruppen um Reinhard Genzel (La Silla Observatorium) und Andrea Ghez (Keck Observatorium), die Bahnen von Sternen um das Zentrum der Milchstraße beobachtet. Weiß man, wie groß die Umlaufbahn eines Sterns ist und wie lange es dauert für eine Runde, kann man daraus abschätzen, welche Masse der Stern umkreist und weiß auch, in welchem Raum diese Masse konzentriert sein muss. Der verräterische Stern S2 Ein wichtiger Stern bei diesem Beobachtungsprogramm war ein Stern mit der Bezeichung "S2". Aus seiner Beobachtung konnte man zeigen, dass die Masse maximal eine Sphäre mit 120 AE Durchmesser einnimmt. Am schnellsten Punkt seiner Bahn bewegt sich der Stern mit 7650 km/s. Für die Autofahrer: das sind 27 540 000 km/h! Oder 2% der Lichtgeschwindigkeit! Die Erde bewegt sich nur mit 30 km/s um die Sonne. Das erste Bild Wir wissen also jetzt, dass da ein SL im Zentrum der Milchstraße ist. Aber erst 2019 konnt man ein Bild eines schwarzen Lochs machen, allerdings in einer anderen Galaxie (M87); in unserer Galaxis haben wir das SL im Jahr 2022 fotografiert. Wobei natürlich nicht das SL selbst fotografiert wurde. Aber man kann die Strahlung aus der Umgebung des SL abbilden, die sehr hell ist und in der Mitte muss es einen Bereich geben, wo es dunkel ist und darin ist das SL. Das Ziel war also die hochauflösende Beobachtung der Umgebung eines SL. Das geht nur mit Radioeteleskopen, weil die Radiostrahlung durch den Staub hindurch kann und vor allem weil man Radioteleskope als Interferometer zusammenschalten kann. Das geht natürlich auch mit anderen Teleskopen, aber nur Radiowellen sind so langwellig, dass man das auch mit weit entfernten Teleskopen machen kann. Optische Lichtwellen zum Beispiel schwingen viel zu schnell, um die Daten speichern und später am Computer zusammenführen zu können. Genau darum geht es bei der Interferometrie: Man nimmt zwei (oder mehr) Teleskope und tut so, als wäre es ein großes. Das ist ein wenig so, als würde man ein Loch in ein Teleskop machen; dann funktioniert es immer noch mit gleichem Auflösungsvermögen, nur die Lichtsammelfläche sinkt ein wenig. Und zwei Teleskope sind quasi ein großes Teleskop mit einem sehr großen Loch. Dann muss man die empfangenen Radiowellen "nur" mit extrem exakter Zeitinformation aufzeichnen und später am Computer alles zusammenführen und daraus ein Bild rekonstruieren. Event Horizon Telescope Das erste Bild eines schwarzen Lochs wurde mit dem "Event Horizon Telescope (EHT)" gemacht; ein virtuelles Teleskop von der Größe der gesamten Erde. Im April 2017 haben 8 Radioteleskope auf der ganzen Welt (u.a. auf Grönland, Antarktis, Hawaii, Europa, Süd- und N-Amerika) - zur gleichen Zeit die gleiche Gegend am Himmel beobachtet. 1024 8-Terabyte Festplatten wurden vollgeschrieben und dann hat man fünf Jahre lang an der Auswertung gearbeitet. Am Ende konnte man den Schatten des SL auf dem Bild sehen! Und ein paar Jahre später auch das schwarze Loch im Zentrum der Milchstraße: Genzel und Ghez haben den Nobelpreis für den Nachweis der Existenz schwarzer Löcher bekommen und zwar im Jahr 2020. Das EHT-Projekt für das 1. Bild eines SL ist bis jetzt noch ohne Nobelpreis, aber das kann sich ändern. weiterführende Links und Literaturempfehlungen Video des DLR Astroseminar mit Heino Falcke über das erste Foto des Schwarzen Loches M87 sowie über Sagittarius A* Bücher: Boblest, S. Müller, Th., Wunner, G.: "Spezielle und allgemeine Relativitätstheorie, Springer, 2. Auflage, 2022" Falcke, Heino: "Licht im Dunkeln: Schwarze Löcher, das Universum und wir", Klett-Cotta, 2020 Kontakt Falls ihr Fragen habt, dann schickt uns eine Mail an kontakt@cosmiclatte.at oder schaut auf cosmiclatte.at. Und sonst findet ihr uns hier: Instagram Cosmic Latte | Twitter Cosmic Latte Redbubble Evi| Instagram Evi Du möchtest deine Werbung in diesem und vielen anderen Podcasts schalten? Kein Problem!Für deinen Zugang zu zielgerichteter Podcast-Werbung, klicke hier.Audiomarktplatz.de - Geschichten, die bleiben - überall und jederzeit!

Die Episode über die Klassifikation der Sternspektren und dem wichtigen Hertzsprung-Russell Diagramm CL009 - Spektralklassen und das Hertzsprung-Russell Diagramm Die Episode über die Klassifikation der Sternspektren und dem wichtigen Hertzsprung-Russell Diagramm In dieser Folge reden wir über die Klassifikation von Sternen anhand ihres Spektrums, sogenannte Spektralklassen, von Leuchtkraftklassen und dem phänomenalen Hertzsprung-Russell Diagramm. Einleitung und Begrüßung Die Semesterferien neigen sich dem Ende zu und die beiden freuen sich schon aufs kommende Semester, wo sie wieder neue Sachen über die Astronomie lernen können. Das Thema dieser Folge ist das Hertzsprung-Russel Diagramm, aber die HörerInnen müssen sich bis zum Ende gedulden, denn vorab werden noch die Spektral- und Leuchtraftklassen von Sternen geklärt. Spektralklassen Sterne werden nach ihren Spektren klassifiziert in sogenannte Spektralklassen. Die Oberflächentemperatur und chemischen Zusammensetzung eines Sternes bestimmen sein Spektrum. Das Spektrum eines heißen Sternes weist ganz andere spektrale Merkmale auf als ein kühler Stern und so wurden sie in verschiedene Klassen eingeteilt. Je nachdem welches Merkmal sie in ihrem Spektrum haben, gehören Sie zu einer anderen Spektralklasse. Ein Spektrum ist ein Farbband, das man sich wie einen Regenbogen vorstellen kann. In dieser Folge betrachten wir nur das visuelle Spektrum, also jener Lichtanteil des elektromagnetischen Spektrums, das wir mit dem Auge auch sehen können. Durch ein Prisma kann das Licht, z.B. der Sonne, aufgespaltet werden und man sieht dann einen Regenbogen, man sieht also die einzelnen Farben separat aufgespaltet. Sieht man schwarze Linien in diesem Farbband, so sind das Absorptionslinien. Moleküle und Atome absorbieren bestimmte Energien des gesamten Energiespektrums eines Sternes, wodurch dann Lücken an bestimmten Stellen im Spektrum entstehen. Die Absorptionslinien sind an unterschiedlichen Stellen, je nachdem welche chemische Zusammensetzung und Temperatur der Stern hat. Die Spektralklassifizierung von Sternen geht zurück ins Jahr 1813 auf Herrn Joseph von Fraunhofer. Er hat das Sonnenspektrum aufgenommen und im Spektrum dunkle Linien gesehen, konnte diese jedoch noch nicht so richtig zuordnen. Ein paar Jahrzehnte später (1859) haben dann Robert Wilhelm Bunsen und Gustav Robert Kirchhoff festgestellt, dass diese dunklen Linien im Spektrum Absorptionslinien von Elementen in der Sonne sind. Morgan-Keenan System Beobachtet man das Spektrum eines Sternes, so vergleicht man sein Spektrum immer zu sogenannten Standardspektren von Standardsternen. Dieses Standardsternspektrum repräsentiert die Merkmale der jeweiligen Spektralklasse sehr gut und sie wurden im Laufe der Zeit auch immer wieder erneuert und verbessert, da sich mit der Zeit auch die Instrumente und somit die Auflösung verbessert haben. Manche Standardsterne haben sich auch als nicht geeignet herausgestellt und wurden durch andere repräsentativere Sterne ersetzt. Das Morgan-Keenan System teilt die Spektren von Standardsternen in zehn verschiedene Klassen von O-Y. Das ursprüngliche war von O-M und wurde im Laufe der Zeit noch erweitert. Dabei unterscheidet man zwischen den frühen (O-A), mittleren (F,G) und späten (K-Y) Spektralklassen. Diese zehn Klassen werden dann noch unterteilt in Unterklassen von 0-9, also zum Beispiel O3 oder K7. Mittlerweile wurden sogar noch weitere Zwischenklassen eingefügt, nämlich 0.2, 0.5 und 0.7. Die Klassen werden vor allem durch Merkmale charakterisiert, die in der nachfolgenden Tabelle aufgelistet sind. Klasse Charakteristik Farbe Temperatur [K] typ. Masse [M_Sonne] O ionisiertes Helium (He II) blau 30 000 - 50 000 >18 B neutrales Helium (He I), Balmer- Serie, Wasserstoff blau - weiß 10 000 - 30 000 5 A Wasserstoff, Calcium (Ca II) weiß (leicht bläulich) 7 500 - 10 000 >1,9 F Calcium (Ca II), Auftreten von Metallen weiß-gelb 6 000 - 7 500 >1,4 G Calcium (Ca II), Eisen und andere Metalle gelb 5 300 - 6 000 >1 K starke Metalllinien, später Titan(IV)-oxid orange 3 900 - 5 300 >0,7 M Titanoxid rot-orange 2 300 - 3 900 >0,3 Braune Zwerge L rot 1300 - 2300 T rot - IR 500 - 1300 Y IR 200 - 500 Es gibt auch noch weitere Klassen, die so genannten Kohlenstoffklassen der roten Riesen, nämlich R, N und S, aber auf die wird in der Folge nicht näher eingegangen. Unser Heimatstern die Sonne gehört zur Spektralklasse G2. Damit man sich das alles besser merken kann gibt es gibt es tolle Merksprüche, wie: „Oh Be A Fine Girl/Guy Kiss Me (my Lips Tonight)“ „Offenbar Benutzen Astronomen Furchtbar Gerne Komische Merksätze“ „Ohne Bier aus’m Fass gibt’s koa Maß“ Falls Ihr eine tolle Idee für einen Merkspruch habt, dann würden wir uns sehr freuen, wenn ihr den mit uns teilt. Ihr könnt zum Beispiel auf unserer Website ein Kommentar hinterlasst, oder uns eine Nachricht auf Instagram oder Twitter schreiben. Die Spektralklassen können dann noch mal unterteilt werden, je nachdem, ob sie irgendwelche speziellenBesonderheiten in ihrem Spektrum aufweisen. Das wird dann durch einen Suffix oder Präfix gekennzeichnet, zum Beispiel pec (peculiar) für Besonderhieten bei Linienintensitäten (Suffix) w (white dwarf) für Weißer Zwerg g für giant, normaler Riese (Präfix) sd (subdwarf) für Unterzwerg (Präfix) d (dwarf) für Zwergstern (Präfix, aber auch Suffix) Leuchtkraftklassen Neben den Spektralklassen gibt es auch noch Leuchtkraftklassen. Diese werden nach römischen Buchstaben von null bis sieben in folgende Klasssen unterteilt: 0: Hyperriesen I: Überriesen II: helle Riesen III: normale Riesen IV: Unterriesen V: Hauptreihensterne (Zwerge) VI: Unterzwerge VII: Weiße Zwerge Die Sonne ist aktuell ein Hauptreihenstern der Leuchtkraftklasse V. Hertzsprung-Russel Diagramm Das Hertzsprung-Russel Diagramm, kurz HRD, ist in der nachfolgenden Grafik dargestellt (Cite Richard Powell). Dabei werden zwei verschiedene Größen gegeneinander dargestellt. Auf der x-Achse (horizontale Achse) wird der Spektraltyp oder die Oberflächentemperatur, auch Effektivtemperatur genannt, aufgetragen und auf der y-Achse (vertikale Achse) die absolute Helligkeit. Es wurde von den Astronomen Einar Hertzsprung und Henry Norris Russel im Jahr 1913 entwickelt und ist aktuell ein sehr bedeutendes Werkzeug in der Astronomie. Die sehr markante von oben links nach unten rechts verlaufende Linie ist die Hauptreihe. Links oben auf der Hauptreihe befinden sich die hellsten und lichtstärksten Sterne, die O und B Sterne, die frühen Spektraltypen, und die lichtschwachen rötlichen Sterne befinden sich ganz rechts unten. Würde man die braunen Zwerge auch noch dazu darstellen, so würden die sich ganz rechts unten nach den roten Zwergen befinden. Dazu könnt ihr euch ein erweitertes HRD auf dieser Website ansehen. Durch die bekannte, empirisch bestimmte Masse-Leuchtkraftbeziehung (L ~ M3,5), sind die massereichsten Sterne links oben im Diagramm und die masseärmsten Sterne rechts unten. Weiters gibt es im Diagramm auch die Riesenäste, die horizontalen Linien im HRD. Am Ende ihres Lebens, wenn die Sterne den Treibstoff (Wasserstoff) aufgebraucht haben, entwickeln sie sich von der Hauptreihe auf die Riesenäste. Neben den Riesenästen und der Hauptreihe gibt es auch die weißen Zwerge, die sich links unten im Diagramm befinden. Sie haben hohe Oberflächentemperaturen, eine sehr geringe Leuchtkraft und einen kleinen Radius und sind das Endstadium der Entwicklung der meisten Sterne (alle Sterne unter 1,44 Sonnenmassen). Auch unsere Sonne wird einmal so enden. Weiße Zwerge sind allerdings keine Sterne mehr, da sie nicht mehr Wasserstoff zu Helium in ihrem Inneren verbrennen. Die Gebiete auf dem Diagramm sind aufgrund der Sternentwicklung unterschiedlich dicht besetzt. Entlang der Hauptreihe befinden sich die meisten Sterne, da Sterne einen Großteil ihres Lebens dort verbringen und ihre Helligkeit wird dabei im Laufe der Zeit nur minimal größer. In der Milchstraße befinden sich 90% aller Sterne auf der Hauptreihe. Am Ende ihres Lebens, wenn ihr Treibstoff aufgebraucht ist und sie nicht mehr Wasserstoff zu Helium umwandeln, blähen sie sich auf und wandern zu den Riesenästen. Die verschiedenen Riesenäste werden nach den verschiedenen Leuchtkraftklassen klassifiziert. Die oberste horizontale Linie ist die Klasse 0, die Hyperriesen, die nächste horizontale Linie sind dann die Überriesen, die Klasse I. Darunter befindet sich die Klasse II, die hellen Riesen, danach die Klasse III, die normalen Riesen und die zum Schluss die Klasse IV, die Unterriesen. Auch unsere Sonne wird sich am Ende ihres Lebens aufblähen und einen der Riesenäste entlangwandern. Ihr Endstadium ist dann ein weißer Zwerg, der sich links unten im Diagramm befinden. Hier sei noch kurz erwähnt, dass Sterne, je nach Masse unterschiedlich enden. Nicht alle Sterne enden als weiße Zwerge, massereichere Sterne enden beispielsweise in einem Neutronenstern oder einem schwarzen Loch. Die weißen Zwerge findet man weniger häufig im HRD, da man sie sehr schwer sehen kann, da sie so leuchtschwach sind. Dann gibt es da noch die Hertzsprung Lücke. Diese befindet sich etwas oberhalb der Hauptreihe, etwa von den Spektralklassen mittleres A bis spätes F. Die Sterne entwickeln sich dort sehr schnell und daher sind dort auch sehr wenige Sterne. Auf der Hauptreihe sind die Sterne sehr stabil und verbringen einen Großteil ihres Lebens. Die Sonne verbringt zum Beispiel ca. 10 Milliarden Jahre dort, bevor sie sich zum Roten Riesen wird. Sie ist zurzeit ungefähr 5 Milliarden Jahre alt, hat also noch mal so lange bis sie zu einem Roten Riesen wird. Auf der Hauptreihe ist das linke Ende die Nullalterhauptreihe, auch ZAMS (Zero Age Main Sequence) genannt. Sobald sich das Wasserstoffbrennen in ihrem Inneren entzündet, sind sie auf der Hauptreihe und man beginnt zum zählen des Sternenalters. Also hat ein Stern das Alter 0, wenn er auf der Hauptreihe ankommt und Wasserstoffbrennen in seinem Inneren entzündet. Davor entwickelt sich ein Stern jedoch auch schon, das ist aber ein anderes Thema. Auf der Hauptreihe wird er im Laufe der Zeit etwas heller, bis er bei der Endalterhauptreihe, der TAMS (Termination Age Main Sequence) angelangt ist. Da hat ein Stern dann sein ganzes Material aufgebraucht und sie gehen über zu den Riesenästen. Literatur Ein Buch, das ich zum Nachlesen empfehlen kann ist zum Beispiel "Die Physik der Sterne. Aufbau, Entwicklung und Eigenschaften" von Mathias Scholz. Das wurde auch als Grundlage für diese Folge verwendet. Allgemein ist in vielen grundlegenden Astronomiebüchern mehr Information zu den Themen dieser Folge zu finden. Falls Ihr mehr weiterführende Literatur wollt, dann schreibt uns am besten eine Email an kontakt@cosmiclatte.at. Kontakt Falls ihr Fragen habt, dann schickt uns eine Mail an kontakt@cosmiclatte.at oder schaut auf cosmiclatte.at. Und sonst findet ihr uns hier: Instagram Cosmic Latte | Twitter Cosmic Latte Redbubble Evi| Instagram Evi Du möchtest deine Werbung in diesem und vielen anderen Podcasts schalten? Kein Problem!Für deinen Zugang zu zielgerichteter Podcast-Werbung, klicke hier.Audiomarktplatz.de - Geschichten, die bleiben - überall und jederzeit!

Die Episode über Asteroiden, Asteroidenabwehr und den Dinokiller CL008 - Asteroiden und Planetare Verteidigung Die Episode über Asteroiden, Asteroidenabwehr und den Dinokiller Ö3 Podcast-Award Ihr könnt den Podcast unter https://oe3.orf.at/podcastaward/ nominieren. Vielen Dank! Einleitung Der Besuch in der Meteoritensammlung des Naturhistorischen Museum in Wien hat Eva dazu inspirierte, sich in dieser Folge den Asteroiden zu widmen. Da es hier einige Begrifflichkeiten gibt, die besonders im deutschsprachigen Raum herumschwirren, sehen wir uns zunächst an was was ist und warum es so heißt, wie es heißt. Klassifikation Die ganzen Kleinkörper sind von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) geregelt und in Klassen eingeteilt. Asteroiden: (synonym mit Planetoiden oder Kleinplaneten) haben eine Größe von wenigen Metern bis ca. 500km; Es gibt drei unterschiedliche Typen: die kohlenstoffreichen, die felsigen aus Silikatverbindungen und jene aus Metallen. Bei einigen hat man auch Begleiter, also Asteroidenmonde, gefunden, wie etwa der Asteroid Ida mit dem Mond Dactyl. Asteroiden kommen zu Millionen bevorzugt zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter vor, dem Asteroidengürtel. Dort befinden sich 75% aller Kleinplaneten. Ihr mittlerer Abstand beträgt aber trotzdem mehr als 1 Million km. Eine Raumsonde kann sich also gefahrlos durchbewegen und eigentlich muss man sich schon sehr bemühen, wenn man mit einem Teil dort kollidieren möchte. Dennoch ist die Gesamtmasse des hauptgürtels wesentlich weniger als die unseres Mondes. Sie stammen aus der Zeit der Entstehung des Sonnensystems vor 4,6 Mrd. Jahren und haben sich seitdem kaum verändert (im Gegensatz zum Planeten wie etwa die Erde); Die Forschung kann durch sie viel über die Entstehung des Sonnensystems lernen. Kometen: wegen ihrem Schweif auch Schweifstern benannt, sind wohl die bekanntesten. Kennt man auch schon seit dem Altertum. Einer der bekanntesten ist der Halley’sche Komet, benannt nach seinem Entdecker. Sie stammen aus dem äußeren Sonnensystem jenseits von Neptun, im Kuiper Gürtel oder der Oortschen Wolke. Bestehen aus kohlenstoffhaltigem Material, organischen Molekülen und silikatischen Material in Form von Staub. Meteore und Meteoroide: Ein Meteor ist nur die Lichterscheinung, wenn der Körper in die Erdartmosphäre eindringt; Sternschnuppen sind kleine Meteore, Feuerkugeln sind große Meteore. Meteoroiden sind alles Materie, die die Sonne im interplanetaren Raum umkreist; Laut Definition der Internationalen Astronomischen Union (IAU) handelt es sich hierbei um interplanetare Festkörper, die deutlich größer als ein Atom und deutlich kleiner als ein Asteroid sind. Meteorite: sind Meteoroiden, die auf die Erdoberfläche treffen. Hier unterscheidet man zwischen planetarischen M., die Fragmente aus dem Asteroidengürtel sind und ca. 50% ausmachen, anderen M. aus dem Sonnensystem (30%) und 20% machen die kometarischen M. aus, die aus der Auflösung von Kometen sind. Manchmal gibt es auch lunare M. oder Marsmeteoriten. Bei den Meteoriten unterscheidet man auch noch nach ihren Bestandteilen: Eisenmeteoriten und Steinmeteoriten. Interstellare Objekte: Im Herbst 2017 entdeckte man auf Hawaii einen Himmelskörper, der sich sehr schnell bewegte und die Entweichgeschwindigkeit für unser Sonnensystem hatte. Es war ein Besucher auf der Durchreise durch unser System. Oumuamua, wie er genannt wurde, war der erste bekannte Himmelskörper aus einem anderen System. Der Name heißt soviel wie “der Erste der uns erreicht hat” bzw. “der erste Botschafter”. Er ist recht klein und hat nur eine Länge von ca. 250m und ist sehr lang gestreckt Die Entdeckung kam zwar spontan aber nicht ganz unerwartet. Aus Modellrechnungen weiß man, dass auch aus unserem System immer wieder Asteroiden und Kometen geschleudert werden, warum sollte das dann also nicht auch bei anderen passieren? NEOs/NEAs: Für uns sind die erdbahnkreuzenden Asteroiden und die NEOs (Near Earth Objects / Asteroids) spannend. Man weiß aus Berechnungen, dass etwa ein Drittel der bekannten erdbahnkreuzenden Kleinplaneten auf die Erde stürzen wird (aller Wahrscheinlichkeit nach). Die wahrscheinlich bekannteste Begegnung ist jene mit dem Dinokiller. Der Dinokiller Der Geologe Walter Alvarez untersuchte zusammen mit seinem Vater Luis Alvarez in den 1970er Jahren, die so genannte Kreide-Tertiär Grenze. Das ist eine mit Iridium angereicherte Tonschicht, die vor etwa 65 Mio Jahren entstanden war. Damals musste eine enorme Menge Iridium auf die Erde gelangt sein, was nur durch einen Asteroiden mit einem Durchmesser von 10km erklärbar war. Die Auswirkungen eines Asteroiden in der Größe sind auch gewaltig: Die Folge sind neben der gewaltigen Explosion die Hitze- und Druckwelle (tötet im Umkreis von bis zu 10 000 km alles), Beim Einschlag werden Teile wieder ins All geschleudert, Teile regnen wieder hinab oder verglühen und heizen die Atmosphäre auf. Staub verteilt sich in den oberen Atmosphärenschichten, der das Licht der Sonne verdeckt. Ein Großer Asteroideneinschlag gleicht tatsächlich einer Apokalypse und könnte also dass Massensterben vor 65 Mio Jahren verursacht haben. Turiner Skala Für die Gefährlichkeit von Asteroiden gibt es eigene Skalen, die ähnlich wie eine Richertskala funktionieren und eine Abschätzung geben, was ein Impact auslösen kann: Die Bewertung kann sich dabei, je nach Datenlage, ändern und eine Entdeckung kann dann sowohl hinab- als auch hinaufgestuft werden. Die Turiner Skala hat 10 Stufen; 10 ist am gefährlichsten mit katastrophalen globalen Klimaauswirkungen. Der Dinokiller ist eine 10 gewesen, die meisten sind 0 und 1. Planetary Defense Es gibt einen Haufen Programme zur Space Situational Awareness, also zur aktuellen Weltraum-Situation. Dabei geht es darum, dass man Bescheid weiß, was so im nahem Weltraum passiert: dazu zählen neben dem Weltraumwetter, vorhandene Objekte in Erdumlaufbahnen und erdnahe Asteroiden. Die NASA hat auch ein eigenes Planetary Defense Coordination Office. Dafür gibt es verschiedene Weltraumüberwachungssysteme, die sowohl auf Satelliten- als auch auf erdgebundene Beobachtungen basieren. Da ist das Militär auch dabei und gibt einen Teil ihrer Daten frei, verschweigt aber naturgemäß auch viel. Neben dem US-Militär, haben auch Frankreich, Russland und China solche Programme laufen, wobei es da auch um die Katalogisierung künstlicher Objekten (Satelliten und Weltraumschrott) geht. Zur Asteroidenabwehr hat die Europäische Weltraumorganisation (ESA) seit 2009 mit dem SSA-Programm ein eigenes Projekt in Europa laufen. Damit wollte man unabhängiger von den USA werden. Mit 2020 wurde das SSA Programm abgelöst und erweitert und läuft jetzt unter Space Safety. Es gibt einiges auf internationaler Ebene zur Himmelsüberwachung, wie die Asteroiden-Abwehrmission AIDA (Asteroid Impact & Deflection Assessment), das NASA und ESA zusammen, aber mit unabhängigen Missionen voneinander, betreiben. Die NASA hat mit DART (Double Asteroid Redirection Test) 2022 den Impactor erprobt und die Sonde DART auf Dimorph, dem Begleiter des Asteroiden Didymos einschlagen lassen. Didymos ist dabei nicht gefährlich für die Erde. Es ging darum, den kinematic impact zu testen, um für den Fall der Fälle besser vorbereitet zu sein. Es sollte untersucht werden, wie stark sich die Umlaufbahn von Dimorphos von Didymos durch den Einschlag der Sonde verändert. Dies konnte in der Zwischenzeit bereits bestätigt werden: die Umlaufzeit von Dimorphos wurde um 32 Minuten verkürzt - man hatte also den kleineren Asteroiden näher an Didymos herangebracht. Wie wird man ein Planetary Defender? Wer sich seinen Traum erfüllen und ebenfalls Planetary Defender werden möchte, kann hier den Test machen: Become a planetary defender Weiterführende Links Über Oumuamua hat Florian Freistetter in seinem Blog geschrieben. Wikpipedia-Seiten zu folgenden Themen: Turiner Skala, Apophis, Planetare Verteidigung Center for Near Earth Objects - JPL ESA Space Safety Aida Collaboration NASA Planetary Defense Coordination ESA Asteroids: Assessing the risk Buchempfehlung von Eva The Calculating Stars: A Lady Astronaut Novel von Mary Robinette Kowal Serien-Tipp von Eva Akte-X, Staffel 4, Episode 8-9, Tunguska (aktuell bei mehreren Streaminganbietern erhältlich, bei Disney+ in der flatrate) Kontakt Falls ihr Fragen habt, dann schickt uns eine Mail an kontakt@cosmiclatte.at oder schaut auf cosmiclatte.at. Und sonst findet ihr uns hier: Instagram Cosmic Latte | Twitter Cosmic Latte Redbubble Evi| Instagram Evi Du möchtest deine Werbung in diesem und vielen anderen Podcasts schalten? Kein Problem!Für deinen Zugang zu zielgerichteter Podcast-Werbung, klicke hier.Audiomarktplatz.de - Geschichten, die bleiben - überall und jederzeit!

Die Episode über Astrobiologie und wie man Hinweise auf Leben in den Atmosphären von Exoplaneten entdeckt CL007 - Die Suche nach Leben auf Exoplaneten Die Episode über Astrobiologie und wie man Hinweise auf Leben in den Atmosphären von Exoplaneten entdeckt In dieser Folge reden wir über die Suche nach Leben außerhalb unseres Planeten. Dabei diskutieren wir über Astrobiologie und wie man Leben auf Planeten außerhalb unseres Sonnensystems entdecken kann. Dabei sprechen wir über Biosignaturen, Gase in den Exoplaneten-Atmosphären, die auf Leben hinweisen können und wie uns zukünftige Instrumente bei der Erforschung von Exoplaneten helfen können. Einleitung und Begrüßung In der letzten Folge für dieses Jahr reden Teresa und Eva zuerst darüber, dass jetzt Weihnachtsferien sind und trotz Ferien viel für die Uni zu tun ist. Außerdem unterhalten sich die Beiden über das Hörertreffen in Wien, wo sie gemeinsam mit Hörern des Podcast eine Führung über die Meteoritensammlung im Naturhistorischen Museum gemacht haben. Das Thema dieser Folge ist über Leben auf anderen Planeten, genauer gesagt über die Entdeckung von Leben auf Exoplaneten. In den letzten Folgen haben wir schon einiges über Exoplaneten erfahren und diesmal wollen wir uns der Frage, wie man denn Leben auf Exoplaneten, genauer in deren Atmosphären entdecken kann, widmen. Dazu möchte ich zuerst den Begriff Astrobiologie erklären. Astrobiologie Die Astrobiologie ist ein breit gefächertes interdisziplinäres Feld aus Mikrobiologie, Biophysik, Biochemie, Chemie, Astronomie, physikalische Kosmologie, Exoplanetologie, Geologie, Planetologie, Ichnologie (Teilgebiet der Paläontologie, welches sich mit den Auswirkungen biologischer Aktivität auf das Sediment beschäftigt). Wie man sieht arbeiten hier Wissenschaftler aus sehr vielen verschiedenen Disziplinen zusammen. Diese Wissenschaft befasst sich mit Fragen wie: ● Wie entstand Leben auf der Erde? ● Gibt es Leben außerhalb der Erde, auf anderen Planeten oder Monden? ● Wie suchen wir danach? ● Das beste Exemplar für Leben ist natürlich die Erde. Aber existiert es auch anderswo? In anderen Formen? ● Grenzen des Lebens? ● Welche Form des Lebens könnte es geben? ● Unter welchen extremen Bedingungen kann Leben, sogenannte Extremophile (Organismen, die sich extremen Umweltbedingungen angepasst haben, die im Allgemeinen als lebensfeindlich betrachtet werden) überleben? Extremophile leben beispielsweise bei Vulkanen, in der Tiefsee, bei heiße Quellen etc. Kurzgesagt, Astrobiologie versucht die große Frage zu beantworten: Sind wir alleine? Dabei stellt sich auch gleich mal die Frage, was ist Leben eigentlich? Selbst nach Jahrzehnten Forschung hat man noch keine eindeutige Antwort. Wissenschaftliche Institute, die sich mit der Astrobiologie beschäftigen sind Institute wie NAI, NASA Astrobiology Institute, EAI European Astrobiology Institute oder das CAB, Centro de Astrobiología. Bei der Erforschung von Leben auf anderen Planeten geht man von Bedingungen, so wie sie auf der Erde sind aus, da wir das kennen und erforschen können. Falls es eine Biologie gibt, die sich radikal anders verhält als auf der Erde, dann würden wir nicht wissen, wie wir ein Experiment bauen sollen, um diese Form des Lebens zu entdecken. Gründe, warum Leben weitverbreitet im Universum ist ● Die Bausteine für Leben, organische Moleküle, formen sich einfach und natürlich, anhand einfacher Chemie, in der Natur, sowie im Labor. ● Diese Bausteine für Leben sind weit verbreitet im Universum. ● Leben hat sich schon sehr früh auf der Erde geformt, als die Erde noch sehr inhospitabel war. ● Das Leben auf einem terrestrischen Planeten kann unter sehr vielen physischen und chemischen Bedingungen (Druck, Temperatur, Wassergehalt, pH-Wert etc) überleben. ● Es gibt viele habitable Welten von Planeten und Monden außerhalb unseres Sonnensystems. Das Limit ist aktuell die Technologie, aber da gibt es schon Suche nach Leben außerhalb unseres Planeten Erde Die Suche nach Leben außerhalb unseres Planeten kann grob in drei Bereiche unterteilt werden: ● Die Suche nach habitablen Plätzen im Sonnensystem mithilfe von Raumfahrzeugen und Robotischen Proben. ● Die globale Änderung von Exoplaneten Atmosphären durch metabolische Prozesse von Mikroben. Metabolische Prozesse sind chemische Umwandlungen von Stoffen im Körper von Lebewesen, auch bekannt unter Stoffwechsel. Mikroben sind mikroskopische kleines Lebewesen, das als Einzelwesen nicht mit bloßem Auge erkennbar ist. Oft sind das Einzeller, aber auch wenigzellige Lebewesen wie Pilze und Algen. Dabei sind vor allem erdähnliche terrestrische Planeten innerhalb von 20-30pc das Ziel. Pc ist die Einheit Parsec und entspricht ca. 3.26 Lichtjahren oder 206265 Astronomischen Einheiten. Diese Einheit wird vor allem für Distanzen außerhalb unseres Sonnensystems verwendet. ● Die letzte Kategorie ist die Suche nach Signaturen von Technologie von extraterrestrischer Zivilisation in Form von Radio und optischen Pulssignalen, thermischen Fußabdrücken, oder physischen Artefakten. Damit beschäftigt sich beispielsweise auch SETI. Ich möchte in der Folge hauptsächlich auf die Suche nach Leben in Exoplaneten eingehen. Die Erde in der Größe eines Pixel Nehmen wir mal an, dass wir die Erde von weit weg beobachten. Wie würden wir Leben auf der Erde entdecken, wenn wir weit weg sind? Die Erde wäre so groß wie ein Pixel im Bild, lediglich ein schwacher blauer Punkt. Man kann keine großen Konstruktionen sehen, die von der menschlichen Zivilisation erschaffen wurden, wie die Pyramiden von Ägypten, die chinesische Mauer oder andere massive Kunstwerke. Auch die großen Städte, die wir gebaut haben, wird man nicht sehen, da weniger als 1% der Erde urbanisiert ist. Es gab mal eine Gruppe von Forschern, die 10 000 Bilder über 2 Jahre von der Erde gemacht haben und jedes Bild der Erde auf ein Pixel reduzierten. Dabei haben sie zwei verschiedene Veränderungen gemessen: jene Änderungen, die durch die verändernden Wolkendecke über den Planeten, und jene Änderungen, durch Kontinente und Ozeane, wenn sie durch die Drehung der Erde sichtbar waren. Das war natürlich ein wichtiger Beweis, um auf Exoplaneten Topographie zu studieren, aber weiterhin kein Beweis auf Biologie. Transitspektroskopie Mithilfe von Transitspektroskopie, eine sehr genaue, jedoch auch sehr schwierige Methode, will man in Zukunft die Atmosphären von Exoplaneten untersuchen. Anhand der gewonnenen Spektren untersucht man dann die einzelnen Gase, die sich in deren Atmosphären befinden. Dabei macht man mehrere Aufnahmen und schaut, ob sich die Atmosphäre und deren Elemente verändern. Hier ist ein tolles Video, von NASA, wie wir Exoplaneten Atmosphären entdecken können. Laut Modellen von Atmosphären braucht man Daten von 30-50 Transits, um genügen Daten zu haben, um Sauerstoff und Methan in Erdanalogen, die rote Zwerge in einer Distanz von ca. 15pc umkreisen, zu entdecken. Biosignaturen Betrachtet man das Erdspektrum im Vergleich zur Venus und Marsspektrum, so sieht man, dass die Atmosphären von Venus und Mars 95% CO_2 haben und Spurenelemente von Sauerstoff. Schaut man jedoch zur Erde, so sieht man, dass dieses aus 21% Sauerstoff und Spurenelementen von CO2 besteht. Das Sauerstoff wurde durch Mikroben, den sogenannten Cyanobakterien, vor Milliarden von Jahren prdoduziert und wurde seither durch Leben beibehalten, was die Atmosphäre weit aus dem Gleichgewicht bringt. Jedoch gibt es auch abiotische Wege, also ohne Leben, um große Mengen an Sauerstoff in einer Planetenatmosphäre zu produzieren. Neben Sauerstoff gibt es jedoch noch sehr viele verschiedene Gase, die auf Leben hinweisen können. Diese werden allgemein unter Biosignatur zusammengefasst. Eine Biosignatur (manchmal „chemisches Fossil“ oder „molekulares Fossil“ genannt) ist ein Element, Molekül, Isotop oder Naturphänomen, das einen wissenschaftlichen Beweis für die Existenz von Leben in der Gegenwart oder Vergangenheit liefert. Ein Biosignaturgas ist ein Gas, welches durch Leben auf ein nachweisbares Niveau in einer planetaren Atmosphäre produziert wird. Neben Sauerstoff sind die wichtigsten Gase Ozon, Methan, Distickstoffmonoxid, besser bekannt unter Lachgas, und Wasserdampf. Sauerstoff ist dabei ein archetypisches Biosignaturgas, durch seine direkte Verbindung mit Biologie und seine hohe Konzentration in der modernen Atmosphäre. Wissenschaftler haben dabei mal eine ganze Liste von Molekülen zusammengestellt und kamen auf 14 000 Moleküle, die auf Leben hinweisen könnten. Hier wurde in der Folge Element anstatt Molekül gesagt. Wir sprechen weiters auch von CHNOPS, sechs Elemente, die in verschiedenen Kombinationen in den meisten Biomolekülen anzutreffen sind. Die einzelnen Buchstaben stehen für die Abkürzungen der Elemente Kohlenstoff, Wasserstoff, Stickstoff, Sauerstoff, Phosphor und Schwefel. Auch wenn man die gleichen chemischen Zutaten hat, so ist das Ergebnis das dabei rauskommt sehr unterschiedlich. Als Analog dazu: Alle Küchen sind gleich eingerichtet, sie haben einen Ofen und Regale mit ähnlichen Zutaten, aber die Speisen, die man aus der Küche serviert bekommt, können stark variieren. Instrumente Um diese Elemente in Atmosphären von Exoplaneten zu entdecken, gibt es verschiedene Teleskope, zum Beispiel das James Web Space Telescope (JWST). Das Infrarotspektrum wird dazu verwendet, um Wasser, Methan, und CO_2, sowie Sauerstoff als Biosignaturen zu untersuchen. Nach diesen Stoffen will man auch bei den Trappist-1 Planeten mit JWST suchen- Neben dem JWST gibt es auch einige bodengebundene Teleskope, wie das 24.5m Giant Magellan Teleskop in Chile, das 30m Teleskop in Hawaii oder das zukünftige 39m Extremely Large Telescope (ELT) in Chile. All diese Teleskope besitzen hochauflösende Spektrografen, welche sensitiv auf Sauerstoff und ein breites Spektrum an weiteren Biosignaturen sind. Wichtige zukünftige Missionen sind beispielsweise PLATO (Planetary Transits and Oscillations of Stars) oder ARIEL (Atmospheric Remote-Sensing Infrared Exoplanet Large-Survey), das Transitspektroskopie für Exoplaneten macht. Das Teleskop ist zwar kleiner, wird aber ausschließlich den Exoplaneten gewidmet, sowie viele weitere Missionen (Nancy Grace Roman Space Telescope, HabEx (Habitable Planet Imaging Mission), LUVOIR (Large Ultraviolet Optical and Infrared Surveyor)). Mit all diesen tollen Missionen, die in Zukunft gestartet werden ist die Wahrscheinlichkeit ganz groß, dass man einen erdähnlichen Exoplaneten, der Leben beherbergen könnte, findet. Die Biosignaturen sind bei unterschiedlichen Wellenlängen sichtbar, da die Moleküle und Elemente bei verschiedenen Wellenlängen Absorptions- oder Emissionslinien erzeugen. Dabei kann man einige wichtige Biosignaturen im Infraroten Wellenlängenbereich sehen, weshalb da viele Teleskope operieren. Fazit Wir können gespannt bleiben, was zukünftige Missionen noch so alles entdecken werden und die Forschung über die Atmosphären von Exoplaneten ist ein brandaktuelles Thema, das bestimmt noch viele spannende Ergebnisse mit sich bringen wird. Weiterführende Links Life beyond Earth: How will it first be detected? Toward a List of Molecules as Potential Biosignature Gases for the Search for Life on Exoplanets and Applications to Terrestrial Biochemistry TEDx Talk über Astrobiologie Biosignatures Search in Habitable Planets EXOPLANETS - The Search for Atmospheric Biosignature Gases, Professor Sara Seager, MIT Astrobiology at NASA NAI (NASA Astrobiology Institute) EAI (European Astrobiology Institute) CAB (Centro de Astrobiología) Kontakt Falls ihr Fragen habt, dann schickt uns eine Mail an kontakt@cosmiclatte.at oder schaut auf cosmiclatte.at. Und sonst findet ihr uns hier: Instagram Cosmic Latte | Twitter Cosmic Latte Redbubble Evi| Instagram Evi Du möchtest deine Werbung in diesem und vielen anderen Podcasts schalten? Kein Problem!Für deinen Zugang zu zielgerichteter Podcast-Werbung, klicke hier.Audiomarktplatz.de - Geschichten, die bleiben - überall und jederzeit!

Die Episode über erdähnliche Planeten und einer zweiten Erde CL 006 - Über Exoplaneten und die Suche nach der zweiten Erde Die Episode über erdähnliche Planeten und eine mögliche zweite Erde Medien berichten immer wieder über die Entdeckung einer “zweiter Erde”. Aber was bedeutet das wirklich? Gibt es einen Planet B? Dass Astronomen was anderes meinen wenn sie von erdähnlichen Planeten sprechen als die Medien ist Thema dieser Episode! Davor gibt es aber noch eine Ankündigung! Ankündigung Podcast-Treffen Wir wollen das Jahr zusammen mit dem Podcast "Das Universum" und mit euch ausklingen lassen. Darum treffen wir uns am 18.12.2022 in Wien. Um 15 Uhr gibt es eine Führung durch die Meteoritensammlung des Naturhistorischen Museum Wien. Anschließend gehen wir ins Museumquartier, wo wir bei Punsch und Glühwein plaudern können. Zum Punsch trinken und plaudern könnt ihr einfach so kommen. Wer aber zur Führung kommen möchte, soll sich bitte unter kontakt@cosmiclatte.at anmelden. Es gilt "first come, first serve". Die Kosten für die Führung liegen bei circa 20 Euro pro Person, je nachdem wie viele wir sind (und ob ihr Ermäßigungen in Anspruch nehmen könnt). Alle Infos zum Treffen findet ihr auch: hier. Anmeldung ab jetzt unter kontakt@cosmiclatte.at. Begrüßung aus der habitablen Zone Wir reden weiterhin über Exoplaneten und Eva merkt an, wo überall Exoplaneten in Filmen eigentlich vorkommen. Aber wie können wir feststellen, ob ein fremder Planet lebensfreundliche Bedingungen hat? Dazu braucht es drei Dinge, die relativ leicht herauszufinden sind: Größe, Masse und mittlerer Abstand des Planeten zu seinem Stern. Voraussetzung dafür ist allerdings, dass diese Parameter vom Stern, den der Planet umkreist, bekannt sind. Aus Größe und Masse ergibt sich die Dichte, die verrät, ob es sich um einen Gasplaneten oder Gesteinsplaneten handelt. Zudem benötigt es den richtigen mittleren Abstand vom Stern: der optimale Abstand sollte in der habitablen Zone liegen, jenem Bereich, bei dem Temperaturen herrschen bei dem Wasser flüssig ist. Wo genau sich die Zone im System befindet hängt u.a. auch vom Sterntyp ab. In unserem Sonnensystem liegt die habitable Zone grob zwischen den Umlaufbahnen von Venus und Mars. Die Erde liegt also mittendrin; Ebenso wie Mars und Venus - zumindest knapp, denn es gibt diverse Möglichkeiten, die habitable Zone zu definieren; Die habitable Zone ist allerdings mit Vorsicht zu genießen, denn nur weil ein Planet in ihr liegt, folgt daraus nicht automatisch, dass er auch habitabel IST. Lediglich, dass er es sein könnte, wenn der Rest passt. Was zum Beispiel bei Venus und Mars ja nicht der Fall ist. Es gibt darüber hinaus auch eine “galaktische habitable Zone”. Da geht es darum, dass der Stern mitsamt Planeten in einer Gegend der Milchstraße liegen sollte, wo es nicht zu wild zugeht - es also z.B. nicht zu viele Supernova-Explosionen in relativer Nähe gibt. Was im galaktischen Zentrum der Fall ist: Da ist die Sternendichte sehr hoch, Supernovaexplosionen treten häufiger auf, was Leben auslöschen oder zumindest schädlich sein kann. Zu weit vom Zentrum entfernt, ist der Gehalt an Metallen zu gering und die Wahrscheinlichkeit für Planetenentstehung gering. Das bedeutet, dass es einige Sterngenerationen braucht, ehe sich erdähnliche Planeten bilden konnten. Aber zurück zur habitablen Zone rund um einen Stern. Der “richtige” Abstand hängt vom Mutterstern (Host Star) selbst ab (Spektraltyp, Oberflächentemperatur, Alter). Ideal wäre ein sonnenähnlicher Stern - jedoch ist die Sonne nicht der durchschnittliche Stern-Typ, nur ca. 6% der Sterne sind so wie die Sonne. Die meisten Sterne sind rote Zwerge (M-Sterne). Diese sind klein, “kühler” und weil sie sehr langlebig sind und immer wieder neue dazu kommen, machen sie die meiste Masse in der Milchstrasse aus - aber nicht das meiste sichtbare Licht! Bei einem Zwerg müsste der Planet dann näher dran sein um in der habitablen Zone zu sein, und er dürfte natürlich keine gebundene Rotation haben (weil dann immer diesselbe Seite dem Stern zugewandt wäre) - was aber zwangsläufig passiert, wenn ein Planet zu nahe am Stern dran ist. Diese Zonen variieren hier natürlich ebenfalls je nach Helligkeit, Temperatur etc., können aber sehr nah gehen: Bei Proxima Centauri wäre sie in etwa zwischen 0,06 und 0,003 Astronomischen Einheiten (1 astronomische Einheite ist der Abstand Erde-Sonne). Bei helleren Zwergen kann er bis zu 0,3 AU haben. Das bezieht sich allerdings nur auf die Temperatur und bezieht Flares, Gezeitenkräfte etc. nicht mit ein. Nachlesen könnt ihr das hier. Gleichgewichtstemperatur Jetzt ist es aber mit dem Abstand alleine noch nicht getan. Wenn wir nämlich nur die Energie der Sonne, die auf die Erde trifft berücksichtigen, dann erhalten wir eine Temperatur von -18 Grad. Das ist die Gleichgewichtstemperatur, also jene Temperatur, mit der die Sonne auf die Erde trifft, diese aufwärmt und dann in Form von Infrarotstrahlung wieder ins Welall abstrahlt. -18 Grad wäre die Durchschnittstemperatur wenn es nur nach der Menge an Energie von der Sonne geht. Tatsächlich liegt sie aber bei +15 Grad Oberflächentemperatur. Und das liegt an der Atmosphäre. Besonders deutlich wird dies, wenn wir einen Blick auf unsere Nachbarplaneten Venus und Mars werfen. So liegt die Gleichgewichtstemperatur bei der Venus eigentlich bei +50 Grad - tatsächlich kommt sie auf Temperaturen von bis zu knapp 500 Grad und ihre Durchschnittstemperatur liegt bei 470 Grad. Das liegt an dem starken Treibhauseffekt, der dort herrscht! Auch bei der Erde sorgt der natürliche Treibhauseffekt für unsere angenehmen Temperaturen. Weil die Atmosphäre die Infrarot-Strahlung nicht einfach wieder ins All zurück gibt, sondern von den Treibhausgasen, wie etwa Wasserdampf zurück gehalten wird. Bei der Venus ist die Atmosphäre wesentlich dichter, weswegen auch der Treibhauseffekt deutlich stärker ist. Der Mars wiederum hat so gut wie keine Atmosphäre. Seine Gleichgewichtstemperatur liegt bei -57 Grad und weil er so gut wie keine Atmosphäre hat und daher auch so gut wie keinen Treibhauseffekt, der den Planeten weiter aufheizen könnte, liegt seine Oberflächentemperatur auch nur bei -53 Grad. Dem Mars fehlt aber noch etwas wesentliches - nämlich ein starkes Magnetfeld. Dadurch ist ihm nämlich die Atmosphäre auch abhanden gekommen, die er früher mal hatte. Warum ist das Magentfeld wichtig? Die Erde hat aufgrund ihres Eisenkerns im Zentrum und den Bewegungen des flüssigen Eisens um den festen Kern, das ein elekktrisches Feld erzeugt, ein starkes Magnetfeld. Das schützt uns vor den geladenen Teilchen des Sonnenwindes und der kosmischen Strahlung, das noch im Weltall auf unser Magentfeld trifft. Ohne Magnetfeld würde auch die Erde, so wie der Mars, ihre Atmosphäre im Laufe der Zeit verlieren. Damit ein Planet lebensfreundlich wird, braucht es auch Dinge, die auf den ersten Blick nicht so offensichtlich sind: denn Vulkanismus und Plattentektonik haben einen nicht unerheblichen Einfluss auf die Bewohnbarkeit eines Planeten. Will man also etwas über die Bedingungen eines Planeten wissen, sollte man über seine Atmosphäre, dem Magnetfeld und im besten Fall auch noch etwas über seine Plattentektonik herausfinden. Hier stellt sich die Frage, wie wir zu diesen Informationen gelangen. Methoden und Techniken Bevor wir zu den Techniken schreiten, soll an dieser Stelle kurz erklärt werden, was mit “erdähnlich” gemeint ist: In der Astronomie ist ein “erdähnlicher” oder “terrestrial planet” einfach nur ein Himmelskörper der, so wie die Erde, aus Gestein besteht; mit einem Metallkern und einer festen Oberfläche. Mars, Venus und Merkur sind also erdähnliche Planeten; in Abgrenzung zu den Gasriesen, wie Jupiter und Saturn. Erdähnlich heißt nicht, dass auf einem Planeten Bedingungen wie auf der Erde herrschen. Es wurden schon diverse erdähnliche Planeten bei anderen Sternen entdeckt, aber noch keine zweite Erde. Dazu schauen wir uns jetzt die Beobachtungsmethoden an: Radialgeschwindigkeit Der erste Exoplanet wurde mit der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckt: 51 Peg b. Dabei kreisen Stern und Planet um den gemeinsamen Massenschwerpunkt. D.h. der Planet bringt den Stern zum Wackeln, und zwar umso mehr, je näher er dem Stern ist und je mehr Masse der Planet hat. Beim Wackeln kommt der Stern mal auf uns zu und mal von uns weg. Das führt zu einer Verschiebung der Lichtwellen, die man messen kann (Dopplereffekt). Mit dieser Methode kann man die Masse eines Planeten bestimmen, aber nicht seine Größe. Transitmethode Seit den 2010er Jahren die erfolgreichste Methode bei der Exoplanetenentdeckung. Wenn ein Planet genau in Sichtlinie vor dem Stern vorbeizieht, blockiert er ein bisschen von dessen Licht. Der Stern wird also in periodischen Abständen ein wenig dunkler. Daraus kann man die Größe ableiten, aber nicht die Masse. Beide Methode erlauben es, den Abstand zum Stern zu bestimmen, aber man braucht beide, wenn man Größe und Masse und damit die Dichte genau haben will. Diese Methoden sind alle indirekt, denn direkt das Licht von einem Exoplaneten zu sehen ist enorm schwierig und bis jetzt nur in einer Handvoll Fällen gelungen. Direkte Beobachtung ist aber enorm wichtig, wenn man wissen will, ob man es wirklich mit einer zweiten Erde zu tun hat. Denn wenn man das Licht, das ein Planet reflektiert, direkt im Teleskop auffangen kann, kann man mittels Spektroskopie herausfinden, wie die Atmosphäre zusammengesetzt ist, welche Temperatur dort herrscht, usw. Transmissionsspektroskopie Wenn ein Planet vor seinem Stern vorüberzieht (von uns aus gesehen), gibt es einen kurzen Moment, wo das Sternenlicht durch die Planetenatmosphäre leuchtet. Wenn wir den erwischen, können daraus auch Informationen über die Zusammensetzung der Atmosphäre ableiten. Die Zukunft: ELT und JWST Bisherige Entdeckungen unterliegen einem gewissen Auswahleffekt, weil wir nur in der Lage sind/waren bestimmte Planeten, wie jupiterähnliche, die groß und nah am Stern sind, zu entdecken. Das James Webb Space Telescope (JWST) und das bald fertig gestellte ELT (Extremely Large Telescope) der ESO (und andere geplante Großteleskope auf der Erde und im All) werden in der Lage sein, Exoplaneten (in der näheren Umgebung) direkt zu beobachten. Das JWST hat schon gezeigt, dass es dazu in der Lage ist und hat CO2 in der Atmosphäre von WASP-39b gemessen. Hierbei handelt es sich allerdings um einen Gasriesen und keine zweite Erde. Ihr könnt alles darüber auf der Seite der NASA lesen. Das ist alles erst der Anfang: in Zukunft wird das JWST solche Beobachtungen auch bei kleineren Planeten machen; bei erdähnlichen Planeten und vielleicht sogar bei solchen, die in der habitablen Zone sind. Biomarker Wirklich spannend wird es, wenn wir so genannte “Biomarker”, wie etwa Sauerstoff, finden. Sauerstoff gibt es auf der Erde nur, weil hier Leben existiert. Es würde schnell in der Atmosphäre abgebaut, wenn es die Lebewesen (Pflanzen, Algen) nicht immer nachproduzieren würden. Biomarker sind zwar kein Beweis für Leben, denn Sauerstoff, Methan etc. können auch rein durch chemisch-geologische Prozesse erzeugt werden. Aber sie wären ein sehr guter Hinweis. Leider sind sie schwer zu messen. Selbst wenn die Planeten ganz in der Nähe sind, wie wir an der Venus erst wieder fest stellen mussten, als 2020 verkündet wurde, dort Phosphin (PH3) entdeckt zu haben. Das kommt auf der Erde so gut wie gar nicht vor, wird aber von Mikrooganismen erzeugt. Also hat man geschlußfolgert, dass in der Atmosphäre der Venus ebenfalls solche Mikroorganismen leben könnten. Später hat sich dann herausgestellt, dass es sich höchstwahrscheinlich um einen Messfehler handelte. Und wenn es schon bei unserem Nachbarplaneten so schwer ist, Biomarker zu messen, dann ist es bei Exoplaneten noch viel schwerer. Verabschiedung Zum Schluß gibt es noch einen Filmtipp, bei dem man einem Plantenbauer bei seiner Arbeit zusehen kann. Weiterführende Links zum Thema: Infoseite der NASA zur habitablen Zone. Über Leben auf der Venus hat der Astronom Florian Freistetter in seinem Blog hier und hier berichtet. Im Podcast des Quantamagazine geht man der Frage nach: will the James Webb Space Telescope reveal another Earth?" Kontakt Falls ihr Fragen habt, dann schickt uns eine Mail an kontakt@cosmiclatte.at oder schaut auf cosmiclatte.at. Und sonst findet ihr uns hier: Instagram Cosmic Latte | Twitter Cosmic Latte Redbubble Evi| Instagram Evi Du möchtest deine Werbung in diesem und vielen anderen Podcasts schalten? Kein Problem!Für deinen Zugang zu zielgerichteter Podcast-Werbung, klicke hier.Audiomarktplatz.de - Geschichten, die bleiben - überall und jederzeit!

Die Episode über Exoplaneten, ihre Geschichte, Entdeckungsmethoden und ihre Diversität CL005 – Exoplaneten und ihre Besonderheiten Die Episode über Exoplaneten, ihre Geschichte, Entdeckungsmethoden und ihre Diversität In dieser Folge widmen wir uns dem aktuellen Thema der Exoplaneten. Teresa gibt einen kurzen geschichtlichen Überblick und erzählt dann etwas über die verschiedenen Entdeckungsmethoden. Am Ende quatschen die Beiden über verschiedene spannendende und verrückte Welten, die es da draußen gibt, nicht zu vergessen, den Exoplanet Poltergeist. Einleitung und Begrüßung Bei einer Tasse Tee unterhalten sich Eva und Teresa diesmal über das Thema Exoplaneten. Die letzte Folge über die Titius-Bode Reihe hat die Beiden inspiriert, sich näher mit Planeten in anderen Sternsystemen zu beschäftigen. Teresa hat bereits etwas Erfahrung mit Exoplaneten, da sie vor einem Jahr eine Vorlesung und Übung zu Exoplaneten, wo sie unter anderem über die Beobachtung von Exoplaneten, das auch Hobbyastronomen bereits machen können, lernte. Dieses Jahr besucht sie auch wieder eine Vorlesung zu Planeten und Exoplaneten. Dabei wird sie etwas über die Planetenentstehung, die Architektur und Stabilität der Planetensysteme, deren Atmosphären, Habitabilität, Beobachtungsmethoden und Instrumente, mit denen man Planeten und Exoplaneten beobachten kann, lernen. Unser Sonnensystem Beginnen wir bei unserem Sonnensystem. In unserem Sonnensystem gibt es acht Planeten, nämlich Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun. Davon sind die innersten vier Gesteinsplaneten und die äußeren vier Planeten Gasplaneten. Was ist ein Exoplanet? Unter einem Exoplaneten versteht man einen Planeten außerhalb unseres Sonnensystems, also Planeten, die nicht um unsere Sonne kreisen. Die Meisten kreisen um andere Sterne, aber manche irren ohne Stern im Weltraum zwischen den Sternen herum. Diese kreisen ohne Stern um das galaktische Zentrum und haben die unterschiedlichsten Namen, zum Beispiel Vagabunden oder freifliegender Planet, Einzelgänger-Planet, Waisenplanet oder Planemo (planetary mass object), oder im Englischen free-floating planet, interstellar, nomad, orphan, sunless, starless, unbound or wandering planet. Diese Planeten wurden wahrscheinlich aus dem Planetensystem in dem sie entstanden sind, herausgeschleudert oder sie waren nie an einen Stern oder Braunen Zwerg gebunden. Kurzer geschichtlicher Exkurs zur Exoplanetenentdeckung Im Jänner 1992 wurden die ersten Exoplaneten (zwei Planeten mit mindestens 3,4 und 2,8 Erdmassen) von Aleksander Wolszczan und Dale Frail um einen Pulsar und weißen Zwerg im Sternbild Virgo entdeckt. Ein Pulsar ist ein kollabierter Überrest eines explodierten massiven Sterns, der die Planeten konstant mit Strahlung bombardiert, weshalb es sehr unwahrscheinlich ist, dass dort Leben entsteht. Ein weißer Zwerg ist der Überrest eines kleineren Sterns. Im Jahr 1995 wurde dann der erste Exoplanet um einen Hauptreihenstern von Didier Queloz und Michel Mayor gefunden. Die beiden haben dafür im Jahr 2019 auch den Nobelpreis erhalten. Der Planet, mit dem Namen 51 Pegasi b, hat halb so viel Masse wie Jupiter, ist damit aber noch schwerer als Saturn. Zum Vergleich, Jupiter hat 318 Erdmassen. Der Planet umkreist den Stern 51 Pegasi in einer sehr geringen Distanz von nur 0,05 Astronomischen Einheiten (AE, Abstand Sonne-Erde), was weit innerhalb der Merkurbahn liegt. Dort kann er aber nicht entstanden sein, er ist vermutlich weiter weg vom Stern geboren und ist dann nach innen migriert. Durch seine nahe Distanz zum Stern hat er eine Periode von nur 4,23 Tagen, was bedeutet, dass ein Jahr dort innerhalb von ca. 4 Tagen schon vorbei ist, weil der Planet dann einmal die Sonne umrundet hat. Wären wir also auf diesem Planeten, dann wären wir jetzt alle schon sehr alt. Diese Klasse von Planeten, also ein Gasplanet, der sich so nahe zum Stern befindet, wird Hot Jupiter (deutsch: heißer Jupiter) genannt. Dieser Fund stand im Widerspruch zur damaligen Zeit gültigen Annahme, andere Planetensysteme seien ebenso aufgebaut wie unser Sonnensystem, was bedeutet, dass sich die Gesteinsplaneten innen, in der Nähe des Sternes befinden und Gasriesen außen. Was lernte man also aus dieser Entdeckung? Planeten entstehen nicht dort, wo wir sie entdecken, sondern migrieren. In der protoplanetaren Scheibe ist eine Distanz von 0,04 AE nicht massiv genug, um einen Jupiter großen Planeten zu formen. Der Planet ist viel weiter draußen entstanden und ist im Entstehungsprozess nach Innen migriert. Es ist nicht möglich, dass er so nahe am Stern entstanden ist. Kurzer Exkurs zur Benennung von Exoplaneten Die meisten Exoplaneten haben Bezeichnungen, die oft aus langen Nummern bestehen und nur wenige haben Namen, wie die Planeten in unserem Sonnensystem. Der erste Teil des Namens verrät etwas über das Teleskop oder die Studie, die ihn entdeckt hat. Die Nummer danach ist die Reihenfolge, nach der die Sterne nach der Position katalogisiert wurden. Die Kleinbuchstaben am Ende stehen für Planet, in der Reihe, in der die Planeten eines Systems entdeckt wurden. Der erste entdeckte Exoplanet hat am Ende b (z.B. 51 Pegasi b), die darauffolgende Entdeckung wird dann c, d, e, f,… benannt. Wenn zwei Planeten gleichzeitig entdeckt werden, dann wird der Planet, der sich näher am Stern befindet mit b und der Planet, der weiter draußen ist mit c, etc bezeichnet. Somit gibt es manchmal sehr bunte Systeme mit Planeten zum Beispiel in folgender Reihenfolge: e, c, d, b oder ähnlich. Großbuchstaben am Ende einer Benennung stehen dann für den Stern, beginnend mit A, dann B oder C, je nachdem wie viele Sterne es in dem System gibt. Bsp: Kepler-16b: Kepler ist der Name des Teleskopes, welches das System als erstes beobachtet hat, 16 ist die Reihenfolge in der der Stern katalogisiert wurde und b ist der nächste Planet zum Stern. Würde man in unserem Sonnensystem die Erde nach diesem Schema benennen, so würde sie Sonne d heißen. Zurück zur Geschichte der Exoplaneten Seit der ersten Entdeckung stieg die Anzal der entdeckten Exoplaneten exponentiell, vor allem mit dem Launch des Kepler Space Teleskopes, dessen Mission es war, Hunderte von Exoplaneten zu entdecken. Es operierte bis von 2009 bis 2018 und es wurden mehr als 2800 Exoplaneten Kandidaten identifiziert und mehr als 2600 bestätigt. Andere Weltraummissionen, wie das Spitzer Space Teleskop (2013-2020) wurden zwar anfangs nicht für den Zweck Exoplaneten zu finden gebaut, jedoch erwiesen sich die Infrarot Instrumente als ausgezeichnete Exoplanetenentdecker. Es wurde zum Beispiel das Trappist-1 System entdeckt, welches erdähnliche Planeten beherbergt. 2018 wurde TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) als Nachfolger von Kepler gestartet und hat weiter zur Exoplanetenentdeckung beigetragen. In Zukunft werden das JWST (James Webb Space Telescope) und das zukünftige Nancy Grace Roman Space Telescope sicher noch viele tolle Entdeckungen über Exoplaneten mit sich bringen. Es gibt von der NASA eine tolle Timeline über die Geschichte der Exoplaneten Zur Geschichte der Exoplaneten gibt es ein tolles Video von Acapella Science, Trudbol, SamRobson, Gia Mora. Das müsst ihr euch unbedingt ansehen: Whole New Worlds: An Aladdin History of Exoplanets Aktuelle Daten und Fakten Aktuell gibt es über 5000 bestätigte Exoplaneten und fast 9000 potentielle Kandidaten, die jedoch noch weitere Beobachtungen benötigen, um bestätigt zu werden . Weiters gibt es über 3870 Planetensysteme. Um einen Exoplaneten zu entdecken benötigt es oft jahrelange Beobachtungen, um mit Sicherheit zu sagen, dass es ein Exoplanet ist, und man andere Phänomene ausschließen kann. Methoden Zur Erforschung von Exoplaneten werden Teleskope auf der Erde und im All verwendet. Es ist jedoch gar nicht so einfach einen Exoplaneten zu entdecken. Er ist weit weg und wesentlich kleiner und leuchtschwächer als sein Heimatstern, der ihn deshalb oft überstrahlt. Daher haben sich die Wissenschaftler einige kluge Beobachtungsstrategien überlegt. Transitmethode: Die Transitmethode ist eine indirekte Methode, wo die Abdunkelung des Sterns durch den Planeten gemessen. Wenn ein Planet in Sichtrichtung zwischen Beobachter und seinem Heimatsstern vorbeizieht, dann wird ein Teil des Sternenlichts vom Planeten abgeblockt und der Stern erscheint dunkler als zuvor. Obwohl dieser Effekt oft nur sehr gering ist, ist er ausreichend, um einen Planeten um einen anderen Stern zu entdecken. Es ist die Methode mit der in der Astronomie die Meisten Exoplaneten entdeckt und bestätigt wurden. Radialgeschwindigkeitsmethode: Bei der Radialgeschwindigkeitsmethode haltet man Ausschau nach einem kleinen Wackeln. Die umkreisenden Planeten verursachen ein kleines “Wackeln” des Sterns, da der Massenmittelpunkt des Systems nicht immer im Inneren des Sterns liegt, sondern zwischen Stern und Planet liegen kann. Durch diese Tanzbewegung wird die Wellenlänge des Sternenlichts, welches bei uns ankommt, verändert: Bewegt sich der Stern von uns weg, wird das Licht rot verschoben, bewegt er sich auf uns zu, blau. Dieser Effekt wird auch Dopplerverschiebung genannt, und man kann anschließend das verschobene Spektrum am Computer analysieren. Direct Imaging: In seltenen Fällen lassen sich Planeten direkt durch das Teleskop beobachten, so wie die Planeten unseres Sonnensystems. Dabei wird das Licht des Heimatsternes abgedeckt, um den Planeten besser zu erkennen. Es reicht jedoch nicht einfach nur ein Bild zu machen, sondern man muss das System eine Zeit beobachten, um zu sehen, ob es sich wirklich um einen Exoplaneten handelt. Bisher hat man jedoch nur eine Handvoll Planeten mit dieser Methode entdeckt, da es äußerst schwierig ist, einen Exoplaneten mit dieser Methode zu entdecken. Diese Planeten sind meist junge Gasplaneten, die sich weit entfernt vom Stern befinden und durch ihr junges Alter noch wärmer sind und im Infraroten Licht strahlen. 2008 wurde das erste Mal ein Planet mit dieser Methode entdeckt. Dieser Planet hat ca. zwei Mal die Jupitermasse und eine Aufnahme war nur möglich, da sich der Planet so weit vom Stern entfernt, bei 115 AE befindet. Dabei wurden jahrelange Beobachtungsdaten gesammelt und im Jahr 2015 wurde er dann als Planet bestätigt. Mikrolinseneffekt: Normalerweise kommen für Gravitationslinsen nur sehr massereiche Objekte wie Galaxien in Frage, jedoch gibt es bei Planeten einen so genannten Mikrolinseneffekt. Dabei wird das Licht eines weit entfernten Sterns von seinem Planeten gravitativ gebeugt. Wenn der Planet zwischen dem Stern und der Erde vorbeizieht, verhält er sich wie eine herkömmliche Glaslinse und bündelt aufgrund seiner Gravitation das Licht des Sterns zur Erde. Es entstehen dadurch in der Lichtkurve charakteristische Spikes, welche auf diesen Effekt zurückzuführen sind. Hier ein Video, das den gravitativen Mikrolinseneffekt beschreibt. Follow-up Beobachtungen sind mit der Methode sehr schwierig, da man das nur in dem Moment sieht, dann ist das System jedoch außerhalb der Gravitationslinse und kann nicht mehr beobachtet werden. Astrometrie: Hierbei kann man winzig kleine Bewegungen des Sterns dazu verwenden, um Planeten nachzuweisen. Der Orbit des Planeten verursacht ein kleines Wackeln beim Stern in Relation zu nahen Sternen am Himmel, wodurch dieser seien Position verändert. Dazu muss man jedoch sehr genau messen, und die genaue Position des Exoplaneten kennen und ist daher für andere Beobachtungen wichtiger. Am Besten ist es, wenn man mehrere Methoden gleichzeitig verwendet, und sich nicht nur auf eine verlässt. Dadurch können wir einiges über das Exoplanetensystem lernen, ohne sie jemals direkt beobachtet zu haben. Die Techniken, mit denen die meisten Exoplaneten gefunden wurden, sind die Transitmethode und die Radialgeschwindigkeitsmethode. Hier eine Grafik vom NASA Exoplaneten Archiv, welches durch das California Institute of Technology betrieben wird, unter Vertrag mit den National Aeronautics und Space Administration under the Exoplanet Exploration Program, über die Häufigkeit, mit der die Exoplaneten mit einer der Methoden entdeckt wurden. Hier gibt’s ein tolles Video zu der Abbildung drüber, wo gezeigt wird, wann Exoplaneten mit einer bestimmten Methode entdeckt wurden. Welche System-Parameter lassen sich mit den genannten Methoden bestimmen? Oft können wir die Größe, Masse und Distanz vom Planeten zum Stern bestimmen. Dadurch kann man wiederum auf andere Parameter schließen, z.B. auf die Temperatur, also wie heiß oder kalt es auf dem Planeten ist. Weiters kann man auch die Atmosphäre und deren Zusammensetzung beobachten. Artenvielfalt an Exoplaneten Aus diesen vielen Messungen kristallisieren sich verschiedene Arten von Exoplaneten heraus: sie reichen von erdähnlichen Gesteinsplaneten wie die Erde oder Venus bis hin zu gasreichen Planeten wie Jupiter und Saturn. Sie variieren jedoch nicht nur in Masse, Größe und Bahnabstand enorm, sie haben auch oft unterschiedliche Atmosphären, Drücke und chemische Zusammensetzungen. Exoplaneten bestehen im Grunde aus ähnlichen Elementen wie die Planeten in unserem Sonnensystem, aber es ist ganz unterschiedlich was sich dann daraus gebildet hat. Manche Welten sind von Wasser oder Eis dominiert und bestehen aus tiefen Ozeanen, andere wiederum aus Eisen oder Kohlenstoff. Je nach Atmosphäre und Eigenschaften regnet es möglicherweise Silikate bzw. Glas, flüssiges Methan oder andere chemische Verbindungen. Es wurden Lavawelten entdeckt, die von geschmolzenen Meeren bedeckt sind, und Planeten, welche durch die Gravitation der Sonne eiförmig geworden sind. Es gibt sogar puffy Planeten mit der Dichte von Styropor. Auf der NASA Website gibt es das Exoplaneten Reisebüro, wo man zu den einzelnen Exoplaneten hinfliegen kann. Man kann sich die Bilder auch runterladen und ausdrucken. Es ist so aufgebaut, dass man eine Reise zu einem der Exoplaneten buchen kann und dann fliegt man dorthin. Da kann man die Exotik und den Unterschied zu Sonnensystem und seinen Planeten erkennen. Man sieht wie weit der Planet vom Stern entfernt ist und es gibt auch immer einen kurzen Steckbrief zu den Planeten. Hier ein paar Beispiele zu Exoplaneten: Kepler 90 besitzt stolze acht Planeten, also so viel, wie in unserem Sonnensystem (Hier ein Vergleich der beiden Systeme). Im Podcast ist hier ein Fehler unterlaufen, es sind nicht sieben, sondern acht Planeten im System Kepler 90. CoRoT 7b, der Höllenplanet, wird so bezeichnet, da er durch seine nahe Distanz zum Stern (~4 Sternradien) eine Temperatur von über 2000 Kelvin auf seiner Tagesseite aufweist. Das ist so heiß, dass bereits Silikate und Metalle zu schmelzen beginnen und sich ein Ozean aus Lava bildet. Das bekannte Trappist 1 System ist Zuhause von einigen erdähnlichen Planeten. Man sieht, es gibt eine große Vielfalt an Exoplaneten und kaum welche sind wie unsere Erde. Manche liegen sehr nahe bei ihrem Heimatstern, sodass eine Umkreisung und somit ein Jahr nur wenige Tage dauert, andere wiederum sehr weit weg. Wieder andere umkreisen mehrere Sterne, z.B. in einem Doppelsternsystem, oder tote Sterne wie z.B. Pulsare oder schwarze Löcher. Diese könnten eine der ältesten Planeten in unserer Galaxie sein. Aufgrund dieser enormen Vielfalt werden Exoplaneten prinzipiell in folgende Überkategorien, angelehnt an die Beschaffenheiten unserer eigenen Planeten im Sonnensystem, eingeteilt: Gasriesen, Neptun-ähnliche Planeten, Supererden und terrestrische Planeten. Diese unterscheiden sich im Inneren Aufbau und in der äußeren Erscheinung, je nach ihrer Zusammensetzung. Gasriesen: Das sind große Planeten in der Größe von Jupiter oder Saturn, die hauptsächlich aus Gas bestehen. Da fällt auch die Klasse der Hot-Jupiters darunter, welche sehr nahe um den Stern kreisen und sehr hohe Oberflächentemperaturen aufgrund ihrer Nähe haben. Bsp: Kepler-16 b Neptun-ähnliche Planeten: Das sind Gasplaneten mit der ungefähren Größe von Neptun und Uranus mit Wasserstoff oder Helium dominierten Atmosphären und einem Gesteinskern. Mini-Neptune sind eine Untergruppe und sie haben eine Größe zwischen Erde und Neptun. Bsp: OGLE-2005-BLG-390L b Supererden: Das sind potentielle Gesteinsplaneten, jedoch sind sie größer und massereicher als unsere Erde, aber leichter als Neptun. Dabei können sie Atmosphären haben, müssen es aber nicht. Bsp: Kepler-186 f Terrestrische Planeten: Das sind Gesteinsplaneten in der Größenordnung der Erde oder kleiner, die meist aus Gestein, Silikaten, Wasser oder Kohle bestehen. Manche haben Ozeane oder Atmosphären und andere mögliche Zeichen von Bedingungen für Leben. Bsp: Trappist-1-e Poltergeist Zum Abschluss möchte ich noch kurz über Poltergeist erzählen. Poltergeist, auch bekannt unter PST B1257+12c ist der Exoplanet, der von Aleksander Wolsczan im Jahr 1992 entdeckt wurde. Er umkreist einen Pulsar alle 66,54 Tage in einer Distanz von 0,36 AE. Dieser Planet hat eine geringe Masse (> 4xErdmasse) und man geht davon aus, dass es sich um einen terrestrischen Planeten handelt. Zur Namensgebung gab es damals eine öffentliche Ausschreibung zur Benennung des Planeten, an der jeder teilnehmen konnte und der Name Poltergeist hat am Ende dann gewonnen. Es gibt eine Website, wo man mitmachen kann, wo es auch immer wieder Ausschreibungen gibt. Die aktuelle läuft noch bis November. Man kann frei einen Namen wählen, der am Besten kreativ ist, er muss begründet sein und ein Name aus der eigenen Sprache sein. Wer genauer über diese Welt und seine Entdeckung Bescheid wissen will, es gibt eine Podcastfolge von Astrogeo über Poltergeist. Fazit Jeden Tag ändert sich die Zahl der bestätigten Exoplaneten. Exoplaneten sind ein brandaktuelles Thema und mit JWST bleibt es spannend und wir werden sicher viel Neues über Exoplaneten entdecken. Wenn man bedenkt, dass man bisher nur Exoplaneten in einem kleinen Ausschnitt der Milchstraße entdeckt hat, dann wird man mit steigender Auflösung der Teleskope in den nächsten Jahrzehnten noch etliche Entdeckungen machen und unzählige Welten warten noch darauf, entdeckt zu werden. Weiterführende Links Auf der NASA Website über Exoplaneten erfährt ihr alle wichtigen Informationen über Exoplaneten. What is an Exoplanet? Planet-types Ein Überblick über verschiedene Alien-Welten Posters über verschiedene Planeten Es gibt auch zwei bekannte Archive, die Daten über Exoplaneten sammeln. Dabei kann man die Kataloge nach den verschiedenen Exoplaneten durchsuchen, es werden aber auch Diagramme gezeigt, in denen man die verschiedensten Daten, wie beispielsweise Masse und die Umlaufperiode gegeneinander plotten kann (siehe hier oder hier) NASA Exoplanet Archive Exoplanet.eu Tolle Videos (von NASA/Caltech) What is an Exoplanet? Exoplents Overview NASA’s Exoplanet Superheroes: About some space instruments: Hubble, Chandra, Spitzer, JWST 5,000 Exoplanets: Listen tot he Sounds of Discovery (NASA Data Sonification) Exoplanets: Weird, Wondrous Worlds Exoplanet Types: Worlds Beyond Our Solar System Exoplanet History Ein Video über alle Kepler Multi-Planetensysteme, die Kepler Orrery V Kontakt Falls ihr Fragen habt, dann schickt uns eine Mail an kontakt@cosmiclatte.at oder schaut auf cosmiclatte.at. Und sonst findet ihr uns hier: Instagram Cosmic Latte | Twitter Cosmic Latte Redbubble Evi| Instagram Evi Du möchtest deine Werbung in diesem und vielen anderen Podcasts schalten? 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Die Episode über die Titius-Bode-Reihe und ihre Bedeutung bei der Suche nach unentdeckten Planeten CL 004 - Über die Titius-Bode-Reihe und die Vorhersage von Planeten Die Episode über die Titius-Bode-Reihe und ihren Einfluss auf die Entdeckung neuer Planeten Die Sommerferien sind vorbei und das aktuelle Vorlesungsverzeichnis der Uni bringt einen alten Bekannten aus dem ersten Semester wieder: Die Titius-Bode-Reihe ist zurück! Was das genau ist und warum sie heute noch interessant bei der Vorhersage von Exoplaneten ist, besprechen Eva und Teresa in dieser Episode. Begrüßung Da die Sommerferien so gut wie vorüber sind, unterhalten sich Eva und Teresa über das kommende Semester und welche interessanten Seminare sie im aktuellen Vorlesungsverzeichnis gefunden haben. Und erleben dabei einen Flashback zurück ins erste Semester ihres Studiums! Zudem erkundigt sich Eva über das Master-Studium in Astronomie bei Teresa – da sie ihr hier schon voraus ist. Dabei erzählt Teresa von einer Vorlesung über Exoplaneten, was Eva aufgreift, um auf ein Seminar an der Universität Wien hinzuweisen, das sich über Sinn und Unsinn der Tititus-Bode-Reihe (TBR) befasst. Das nimmt Eva auch gleich als Anlass sich die TBR genauer anzusehen. Denn was verbirgt sich eigentlich dahinter? Sie erklärt, was die Reihe beschreibt und zeigt, ob sie eine Bedeutung in der aktuellen Entdeckung von Exoplaneten, also Planeten außerhalb des Sonnensystems, hat. Die Titius-Bode-Reihe Die Titius-Bode-Reihe beschreibt eine numerische Beziehung der Abstände der Planeten zur Sonne anhand ihrer Reihenfolge im Sonnensystem und ist empirisch abgeleitet. Benannt ist sie nach Johann Daniel Titius (1729-1796), der sie erstmal beschrieb, und Johann Elert Bode (1747-1826), der sie bekannt machte. Der Gedanke dabei war, dass die Abstände der Planeten, in Form ihrer mittleren Bahnradien, in einer mathematischen Formel abgebildet werden können - und somit einer gewissen Gesetzmäßigkeit folgen. So entstand folgende geometrische Folge: Rn = 4 + 3 ⋅ 2n Der Exponent n steht für den Index der Folge und beginnt bei Merkur, dem innersten Planeten, mit −∞, gefolgt von Venus mit n= 0, die Erde mit n=1, Mars mit n= 2, usw. Daraus ergeben sich von Merkur bis Saturn die zugehörigen Glieder der Folge 4, 7, 10, 16, 28, 52, 100. Der Erde wird somit der mittlere Bahnradius mit der Zahl 10 zugeordnet. Wichtig ist an dieser Stelle zu erwähnen, dass es sich hier um relative Entfernungen der Planeten zur Sonne handelt, da die absoluten Entfernungen damals noch nicht bekannt waren. Die ursprüngliche Form der TBR wurde allerdings modifiziert. In der modernen Form wurde noch durch zehn dividiert, dann ergibt sich nämlich der Abstand der Planeten in Astronomischen Einheiten (AE): a[AE]= 0,4 + 0,3 ⋅ 2n mit n = -∞, 0,1,2,3, … (1 AE ist der mittlere Abstand Erde-Sonne, was ca. 150 Millionen km sind oder genau 149 597 870 km; das ist 3733 mal der Erdumfang) Damit ergibt sich für die Erde der Wert 1, also genau der Distanz zwischen Erde und Sonne. Für den Mars, als weiteres Beispiel, kommt die Reihe auf den Wert 1,6. Die tatsächliche gemessene Entfernung liegt bei 1,56 AE, woraus sich eine Abweichung von 5,26% ergibt. Tatsächlich weicht die TBR bei den inneren Planeten des Sonnensystems nur um ein paar Prozent ab. Jedoch wird sie bei zunehmender Entfernung sehr ungenau und verliert jede Gültigkeit. Letztlich entpuppte sie sich als Zahlenspielerei – hat jedoch in der Geschichte der Astronomie eine nicht geringe Bedeutung. Zufall oder göttlicher Plan? Ausgangspunkt war damals, etwa ab dem 18. Jahrhundert, die Frage nach einer “Architektur eines Planetensystems”. Wenn wir wissen, dass es bestimmte Bewegungsmuster der Planeten im Sonnensystem gibt, wie die annähernd kreisförmigen Umlaufbahnen, dass alle Planeten nahezu auf einer Ebene liegen und sie in derselben Richtung die Sonne umkreisen – dann lassen sich durchaus Gesetzmäßigkeiten erkennen. Der Gedanke, dass die Planeten dann ebenfalls nicht zufällig im Sonnensystem verteilt sind, sondern ihre Abstände einer bestimmten Struktur folgen, hatte schon der Astronom Johannes Kepler im Kopf. Und er fand ja auch als Erster einen entsprechenden Zusammenhang: sein drittes Keplersches Gesetz erklärt, wie der Abstand eines Planeten von der Sonne mit seiner Umlaufzeit zusammenhängt. Aber damit wusste man immer noch nicht, warum die einzelnen Planeten genau die beobachteten Abstände hatten. War es nur Zufall? Oder steckte irgendein (göttlicher) Plan dahinter? Keplers Ansätze zu einem "göttlichen" Bauplan überzeugten aber weniger, sondern wirkten konstruiert und auf die meisten anderen Astronomen eher esoterisch. Ab dem 18. Jahrhundert stellten sich Astronomen zunehmend Fragen über die Zusammensetzung des Sonnensystems. Warum befanden sich die Planeten dort, wo sie eben sind? Allerdings wusste man damals noch recht wenig über die Planetenentstehung. Die Hoffnung bestand, dass über ihre Verteilung irgendwelche Regeln abgeleitet werden können. Und 1766 meinte der Astronom Johann Daniel Titius von der Universität Wittenberg dann genau so ein Gesetz gefunden zu haben, das die Abstände der Planeten von der Sonne beschreibt. Da er allerdings in astronomischen Fachkreisen nicht bekannt war, wurde seine Formel zunächst ignoriert. Das änderte sich erst als sie Johann Elert Bode, damals Direktor der Sternwarte in Berlin, veröffentlichte. Sie passte mach damaligen Erkenntnissen auch ganz wunderbar - bis auf einen kleinen Makel: zwischen Mars und Jupiter müsste nach der Reihe eigentlich noch ein Planet sein. Man ging dann davon aus, dass man diesen Planeten einfach noch nicht gefunden hatte und eine große Suchaktion begann. 1800 wurde sogar eine “Himmelspolizey“ (die hieß tatsächlich so) gegründet. Übrigens von einem österreichischen Astronomen, Franz Xaver von Zach, geführt. Tatsächlich wurde nur ein Jahr später der gesuchte Planet gefunden - zwar nicht von der Himmelspolizey und auch eher durch Zufall fand der Italiener Giusepe Piazzi einen neuen Himmelskörper genau dort, wo durch die TBR noch ein Planet sein sollte. Der Kleinplanet (damals ein Planet) wurde später Ceres getauft und alle waren happy. Das Ende der Tititus-Bode-Reihe Ein Jahr später entdeckte Wilhelm Olbers jedoch einen zweiten (Klein) Planeten, ebenfalls zwischen Mars und Jupiter. Ihm wurde der Name Pallas gegeben. Und als wäre das noch nicht genug, folgten noch weitere Entdeckungen wie Juno und Vesta und auf einmal hatte man da irgendwie zu viele Planeten, was etwas irritierte. Zudem hatte in der Zwischenzeit Wilhelm Herschel auch noch Uranus entdeckt, der zwar nicht ganz aber irgendwie doch gerade noch in die Reihe passte. Allerdings merkte Herschel bereits an, dass die neu entdeckten Planeten doch etwas klein waren. In seinem Teleskop hatte er statt den hellen Scheibchen, die man bei Planeten sehen müsste, nur kleine Lichtpünktchen gesehen. Das endgültige Ende der Titius-Bode-Reihe kam dann 1846 mit der Entdeckung von Neptun. Der von Johann Galle in Berlin entdeckte Planet passte nun überhaupt nicht mehr ins Schema: anstatt den vorhergesagten 388 Einheiten Abstand, befand er sich nur 300 Einheiten von der Sonne entfernt. In den nächsten Jahren fand man immer mehr derartige „Planeten“, sodass Alexander von Humboldt 1851 vorschlug, nur die “großen Acht”, also Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun als Planeten zu bezeichnen. Die restlichen Objekte wurden ab da als Asteroiden bezeichnet - was sich bis heute gehalten hat. Und die Region zwischen Mars und Jupiter ist der heute bekannte Asteroidengürtel - mittlerweile kennen wir 600.000 Asteroiden, die sich dort zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter herumtreiben. Aber zurück zur TBR, die sich also als Zahlenspielerei herausstellte und keinen physikalischen Hintergrund hat. Sie hat nur deshalb “funktioniert”, weil Titius die Parameter entsprechend hingebogen und einige Ungenauigkeiten ignoriert hatte. Er tat das, was man gemeinhin als „fitten“ (Kurvenanpassung) kennt – also eine mathematische Modellfunktion an bestimmte Datenpunkte anzupassen. So gesehen, kann man fast immer eine Gleichung oder ein Modell finden, dass dem Datensatz entspricht – daraus aber eine allgemeingültige Formel abzuleiten ist nicht zulässig. Auch wenn die „Himmelspolizey“ erfolglos war, so hatte man dennoch einen neue Klasse von Himmelskörpern entdeckt, nämlich die Asteroiden. Auf der Suche nach Exoplaneten Warum die Reihe für uns heute noch interessant ist und sich die Astronomie damit beschäftigt liegt wohl darin begründet, dass der Gedanke, dass die Abstände der Planeten im System irgendwelchen Regeln unterliegen, etwas sehr Verführerisches hat. Dann könnten wir Planeten in extrasolaren Systemen vorhersagen, wo wir ja meist nur einige wenige kennen. Genau darum machen sich auch heute noch immer WissenschaftlerInnen und ForscherInnen dazu Gedanken. Erst 2013 haben zwei australische Wissenschaftler, Timothy Bovaird und Charles H. Lineweaver von der Australian National University in Canberra, in ihrem Paper “Exoplanet Predictions Based on the Generalised Titius-Bode Relation” genau das versucht. Sie haben die TBR dabei nicht in der bekannten Form verwendet, sondern in einer allgemeineren Version: an = a ⋅ Cn mit n= 1,2,3,… Dabei ist an die große Halbachse des n-ten Planeten, also der mittlere Abstand des Planeten zum Stern. n ist die Nummer des Planeten im System; beispielsweise hätte bei uns dann Merkur die Nummer 0, Venus hätte n=1; die Erde n=2; und so weiter. a (nicht mit a_n verwechseln – die Parameter wurden hier etwas unglücklich benannt!) und C auf der rechten Seite der Formel sind zwei Zahlen, die für jedes Planetensystem die Abstände bestimmen und genau die Parameter, die man herausfinden muss. Kennt man a und C dann kann man berechnen, wo sich ein Planet befinden müsste. Sie haben dann die neue verallgemeinerte Reihe an 68 Exoplaneten Systemen getestet und insgesamt über 100 Planeten vorhergesagt. Was wurde aus der Studie? Hat man all die neuen Planeten gefunden? Eher nicht – sie wurde zwar ein paar mal zitiert; der große Durchbruch dürfte ausgeblieben sein. Dass es immer noch ein interessantes Forschungsfelds ist, zeigt aber das Suchergebnis in der ADS-Literarturdatenbank - v.a. in Hinblick auf die Vorhersage von Exoplaneten in multiplanetaren Systemen. Hier zeigt sich zwar die immer noch bestehende Aktualität, aber zugleich stellt sich natürlich unweigerlich die Frage, wie zielführend das überhaupt sein kann. Denn wenn man bedenkt, dass die ursprüngliche TBR ja in unserem Sonnensystem nicht stimmt, wieso sollte es dann in einem anderen Systemen besser funktionieren? Können wir damit überhaupt extrasolare Planeten entdecken? Über die Validität der Tititus-Bode-Reihe Auf Nachfrage bei Prof. Dvorak, der das eingangs erwähnte Seminar an der Uni Wien im Wintersemester leiten wird, meinte dieser auch, dass seine persönliche Meinung ist, dass man verschiedene Zahlenreihen finden kann, die solche Gesetze vermuten lassen, die aber seines Erachtens willkürlich sind. Denn dahinter müsste ein physikalisches Gesetz stehen. Der physikalische Hintergrund ist wohl einer der größten Knackpunkte bei der Geschichte. Denn ein wesentlicher Aspekt wird dabei nicht berücksichtigt, und zwar jener der Planetenentstehung. So kennen wir zwar noch nicht alle Details zur Planetenentstehung, wissen aber dass diese chaotisch abläuft – daher ist es fraglich, ob eine simple Regel der Planetenabstände existieren kann, wenn das, was diese Abstände erzeugt ein chaotischer Prozess ist. Warum sollten genau die Abstände der Planeten irgendwelchen Regeln folgen? Auch wenn es ein paar Faustregeln gibt, reichen diese wohl nicht für ein Gesetz, aus dem sich die Abstände festlegen lassen. Dazu gibt es zu viele Parameter, welche die Entstehung und letztlich auch ihre Abstände beeinflussen: Wie groß ist der ursprüngliche Nebel, aus dem alles entsteht? Wie stark leuchtet der Stern und wie stark ist sein Sternwind? Ist es ein Einzelstern oder Doppelstern-System? Und dann gibt es auch noch planetare Migration: Denn die Planeten bleiben im Allgemeinen nicht dort, wo sie entstehen, sondern wandern durch das Sonnensystem, es kommt zu Kollisionen, Planeten werden wieder zerstört oder aus dem System geworfen. Dass sie sich dann nach dieser Dynamik wieder dort einfinden, wo sie laut einer simplen Formel sein sollten, ist dann eher unwahrscheinlich. Und dann ist da noch die Sache mit den Asteroiden, die in der Reihe berücksichtigt wurden, damit sie passt. Aber der Asteroidengürtel ist kein Planet und an seiner Stelle war auch nie einer. Dafür ist dort einfach zu wenig Material. Tatsächlich konnte sich an dieser Stelle im Sonnensystem auch kein Planet entwickeln, weil der gravitative Einfluss von Jupiter das verhindert hat. Wäre der Jupiter kleiner, hätte sich dort vielleicht ein Planet bilden können. Das ist ein weiterer Punkt, den die Reihe vernachlässigt, nämlich die Masse. Wie anhand von Jupiter zu sehen ist, ist aber gerade dies ein wichtiger Parameter, denn die wechselseitigen gravitativen Störungen bestimmen sehr wohl, wo sich ein Planeten befinden kann und wo nicht. Will man also eine Gesetzmäßigkeit finden, müsste man auch die Massen der Planeten berücksichtigen. Fazit Natürlich wäre es toll, wenn man eine Vorhersage treffen könnte, wie Planetensysteme aussehen. Für einen Satz von Datenpunkten lässt sich immer eine Interpolationsformel finden – allerdings ignoriert das den physikalischer Mechanismus, der eine bestimmte Reihe von Abständen der Planeten hervorruft - damit bleiben die Versuche, neue Formen der Titius-Bode-Reihe zu bestimmen, letztlich nur Zahlenspielereien. Die TBR liefert keine gesicherte Erklärung und hat auch keinerlei Bezug zu physikalischen Gesetzen. Daher sollte man bei diesen Reihen und Folgen stets skeptisch bleiben, da ihnen meist eine gewisse Willkür anhaftet. Weiterführende Information Die Titius-Bode-Reihe auf „ScienceBlogs.de“ Planetenvorhersage mit der TBR auf „ScienceBlogs.de Die Titius-Bode-Reihe auf „Spektrum.de“ Ehemalige Planeten auf „ScienceBlogs.de“ „Krawumm: Ein Plädoyer für den Weltuntergang“ (Florian Freistetter, 2012) Kontakt Falls ihr Fragen habt, dann schickt uns eine Mail an kontakt@cosmiclatte.at oder schaut auf cosmiclatte.at. 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Die Episode über das gesamte Sonnenspektrum gemessen mit diversen (Weltraum-)Teleskopen CL003 - Über die Sonne in verschiedenen Wellenlängen Die Episode über das gesamte Sonnenspektrum gemessen mit diversen (Weltraum-)Teleskopen Die Sonne strahlt nicht nur im optischen Wellenlängenbereich, den wir mit dem Auge sehen können, sondern auch in allen anderen Wellenlängen, wie Radio oder Ultraviolett. Doch was genau kann man in diesen Wellenlängen alles auf der Sonne beobachten? Diese Frage und weitere interessante Informationen werden Thema dieser Folge von "Cosmic Latte" sein. Begrüßung Eva und Teresa unterhalten sich über das neue James-Webb-Space-Telescope (JWST), das es in den letzten Wochen mit seinen tollen Bildern und Entdeckungen in die Nachrichten geschafft hat. Das JWST ist ein Teleskop, das im infraroten Wellenlängenbereich operiert. Der infrarote Wellenlängenbereich macht aber nur einen kleinen Teil des gesamten elektromagnetischen Spektrums, also der Gesamtheit aller elektromagnetischer Wellen, aus. Dabei ist der für den Menschen sichtbare Anteil ein Teil des elektromagnetischen Spektrums, worauf unser Auge trainiert ist. Das Spektrum wird in verschiedene Bereiche unterteilt, von kleinsten Wellenlängen, der γ-Strahlung, bis zu den längsten Wellenlängen, den Radiowellen. Die Sonne und das elektromagnetische Spektrum In dieser Folge wollen wir uns auf das gesamte elektromagnetische Spektrum fokussieren und ansehen, welche Phänomene man auf der Sonne beobachten kann. Die Sonne strahlt in allen Farben und Wellenlängen. Doch wie die Sonne genau in den verschiedenen Wellenlängen aussieht und welche Phänomene man da mit welchen Teleskopen beobachten kann, das werden wir uns genauer ansehen. Radio Die langwelligen Radiowellen haben eine Größe von sub-mm bis km und werden auf der Erde vor allem für Signalübertragung, Mobilfunk, Radio und TV verwendet. Diese Wellenlängen kann man gut von der Erde aus beobachten, da die Erdatmosphäre, bis auf ganz lange Wellenlängen, durchlässig ist, das heißt diese Wellen gelangen bis zum Boden und werden nicht von der Erdatmosphäre verschluckt. Dieser Wellenlängenbereich mag fürs Erste mal langweilig klingen, doch man konnte genau mit diesen Wellenlängen mit Radioteleskopen ein Foto vom Schwarzen Loch in unserer Milchstraße aufnehmen. Das wurde vom Event Horizon Teleskop, kurz EHT, aufgenommen und basiert auf dem Funktionsprinzip der Very-Long-Baseline-Interferometrie (VLBI). Dabei werden mehrere große Radioteleskope verwendet und gleichzeitig der gleiche Bereich am Himmel beobachtet; anschließend wird das Signal zusammengefügt. Dieser Prozess ist jedoch gar nicht so einfach, und Effekte wie die Erdkrümmung müssen bei der Datenauswertung berücksichtigt werden. Dadurch erreicht man aber auch eine hohe räumliche Auflösung. Eines der größten Interferometrie Teleskope ist das eben erwähnte EHT, welches Teleskope auf der gesamten Erde verwendet. Es gibt aber auch noch einige andere, wie z.B. das European VLBI Network (EVN) oder in Amerika gibt es das Very Long Baseline Array (VLBA) oder das australische Long Baseline Array (LBA). Dadurch wird im Prinzip ein riesiges Teleskop erreicht, das so groß wie die Erde ist. Neben diesen Teleskopen gibt es natürlich noch ganz viele weitere, wie das Low Frequency Array (LOFAR), das Atacama Large Millimeter Array (ALMA, auch Teil des EHT) und viele weitere. In dieser Wellenlänge kann man neben thermischen auch nicht-thermische Prozesse beobachten, die in den äußersten Schichten der Sonne stattfinden. Auf der Sonne leuchten vor allem die Sonnenflecken, welche polarisierte Regionen sind, sehr hell und man hat dadurch vieles über magnetische Phänomene auf der Sonne gelernt. Die Sonne ist aber auch nicht schön konstant, sondern durch die Magnetfelder etwas durchwachsen. Da der Energietransport in die Korona, der äußersten Schicht der Sonnenatmosphäre, durch das nicht-uniforme Magnetfeld kontrolliert ist, ist die Korona sehr ungleichmäßig. Das Tolle an dieser Wellenlänge ist, dass man sie nicht nur Tag und Nacht beobachten kann, sondern auch bei Wolken, da die großen Wellenlängen durch diese nicht blockiert werden. Allerdings werden bestimmte Radiowellen, die man gerne beobachten möchte, auch oft vom Funkverkehr verwendet, wodurch diese die Beobachtung stören können. Wer mehr über diese Wellenlänge lesen möchte, kann im Buch „An introduction to radio astronomy“ von Bernard F. Burke und Granham-Smith nachlesen. Ein grundlegendes Paper über Sonnenbeobachtung im Radiobereich ist hier zu finden. Ein Video über die Sonnenfinsternis 2017 mit vielen interessanten Informationen zur Sonnenbeobachtung. Infrarot Wenn wir nun von den langwelligen Radiowellen zur nächstkürzeren Wellenlänge gehen, dann kommen wir zu Infrarot (IR). Der infrarote Wellenlängenbereich reicht von 0.65-1000 Mikrometer und wird in den nahen, mittleren und fernen Infrarot Bereich unterteilt. Im Infraroten Wellenlängenbereich gibt es einige Fenster, in denen die Erdatmosphäre durchlässig ist und daher können auch Beobachtungen von der Erde aus gemacht werden, allerdings muss man da oft auf sehr trockene und hochgelegene Orte zurückgreifen, wie etwa die Atacama Wüste in Chile mit dem Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) oder Mauna Kea in Hawaii . Weiters werden in diesem Wellenlängenbereich auch Beobachtungen von Flugzeugen (SOFIA, Lear Jet Observatory, Kuiper Airborne Observatory, ein interessanter Artikel dazu hier), Ballons, Raketen (Vorgänger der Satellitenobservatorien), oder auch Weltraumteleskopen (z.B. Spitzer, Herschel, WISE/ NEOWISE und natürlich das JWST) durchgeführt. Im IR können wir thermische Strahlung, also Wärmestrahlung, sehen und sie wird nicht vom Staub verschluckt (absorbiert). Die Sonne wird in diesem Wellenlängenbereich nicht so viel beobachtet, wie in anderen Wellenlängen, wie z.B. im Visuellen. Sie ist aber für andere astrophysikalische Objekte sehr wichtig, wie für Galaxien und Sternentstehung oder um etwas über die Atmosphäre von Planeten herauszufinden. Auf der Sonne können wir im IR magnetisch aktive Regionen erkennen. Es können Phänomene wie Sonnenflecken und Filamente, die eigentlich Protuberanzen sind und sich nur dadurch unterscheiden, dass sie vor der Sonnenscheibe stattfinden. Weiters sind Prominenzen und andere energetische Events zu sehen. Dadurch kann das magnetische Feld der Sonne bestimmt werden. Außerdem sind die verschiedenen Granulationsmuster erkennbar. Für alle, die noch mehr über diese Wellenlänge erfahren wollen können hier den infraroten Teil des elektromagnetischen Spektrums genauer erkunden. Hier ist ein Artikel von der NASA über die infrarote Strahlung. Visuell An den Infraroten Wellenlängenbereich schließt das rote Licht an und geht bis zum blauen Licht. Es ist jener Wellenlängenbereich, den wir mit dem Auge wahrnehmen und wo es die meisten Beobachtungen gibt. Die Sonne wird konstant von erdgebundenen Teleskopen, sowie vom Weltraum aus beobachtet. Es gibt einige Teleskope, die im Visuellen arbeiten. Dabei gibt es auch spezielle Teleskope, die lediglich die Sonne beobachten, da aufgrund ihrer Helligkeit besondere Techniken zum Einsatz kommen. Erdgebundene Sonnenteleskope sind zum Beispiel das DKIST (Daniel K. Inouye Solar Telescope, das größte erdgebundene Teleskop, das die Sonne beobachtet), das Vacuum Tower Telescope (VTT), das Swedish Solar Tower Telescope (SST), GREGOR oder das European Solar Telescope (EST). Im Weltall beobachtet z.B. Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) oder Solar Dynamics Observatory (SDO) die Sonne, unter anderem auch im Visuellen. Auf der Sonnenoberfläche kann man Granulation und magnetische Phänomene, wie Sonnenflecken oder Flares sehen, wobei diese auch in anderen Wellenlängen zu sehen sind. Man kann neben der magnetischen Aktivität auch die Variabilität beobachten. Durch Beobachtungen im visuellen Bereich wird auch die Rotationsperiode bestimmt, was für weitere Beobachtungen in anderen Sternensystemen wichtig ist. Außerdem können stellare Parameter, wie die Effektivtemperatur oder die Metallizität bestimmt werden. Auch der Carrington Event, von dem wir schon in der ersten Folge gesprochen haben, konnte im visuellen Wellenlängenbereich beobachtet werden. Durch den Carrington Event wurde das erste Mal der Zusammenhang zwischen einem Sonnensturm und dem Magnetfeld der Erde hergestellt. Ultraviolett Nun kommen wir schon zu den ganz kurzen und energetischen Wellenlängen. Ultraviolette Strahlung (UV) schließt an das blaue Licht an und wird in nahes, fernes und extremes UV unterteilt. Dieser Wellenlängenbereich reicht von 10nm bis 400nm und kann nur vom Weltraum aus beobachtet werden, da die Erdatmosphäre diesen Teil des elektromagnetischen Spektrums blockiert. Teleskope, die die Sonne im UV beobachten sind SOHO und SDO. Auf deren Website kann man beispielsweise die aktuelle Sonne im UV mit den spannenden Phänomenen, wie Flares und Filamente, sehen. Allgemein sieht man Phänomene, die bei hohen Temperaturen entstehen. So sieht man beispielsweise magnetische Loops aus der Sonnenoberfläche und beobachtet vor allem die äußersten Schichten der Sonne, die Chromosphäre und Korona. Hier gibt es ein Video von der NASA über die Sonne im UV, aufgenommen von SDO. Röntgenstrahlung Diese Wellenlänge ist hochenergetisch und wird in weiche und harte Röntgenstrahlung unterteilt. Man kann sie nur vom Weltraum aus beobachten, da die Erdatmosphäre diesen Teil des elektromagnetischen Spektrums schluckt (absorbiert). Instrumente in dieser Wellenlänge arbeiten auch ganz anders als die Visuellen und sind ganz anders aufgebaut. Die modernsten Teleskope arbeiten mit 3- oder 4-fach verschachtelten Spiegelsystemen, die in Längsrichtung nur wenig gekrümmt sind und an langgestreckte Zylinder erinnern. Instrumente der Röntgenstrahlung sind beispielsweise Chandra X-ray Observatory oder das europäische XMM-Newton. Beide wurden Ende 1999 gestartet. In diesem hochenergetischen Wellenlängenbereich sieht man sehr hochenergetische Strahlung und man beobachtet hochenergetische Elektronen und ionisierter Materie. Dabei werden Teilchen auf relativistische Geschwindigkeiten beschleunigt und es gibt sie bei sehr hohen Temperaturen von Millionen von Grad. In der Röntgenstrahlung kann die Chromosphäre, Transitionregion und Korona, die äußersten Atmosphärenschichten der Sonne, aber auch magnetische Loops, beobachtet werden. Hier ein Artikel über die Sonne in der Röntgenstrahlung. Wie weit kann man in die Sonne sehen? Was ist denn nun die tiefste Schicht, die wir auf der Sonne beobachten können? Mit einer Methode, der Asteroseismologie können sogenannte "Sonnenbeben" beobachtet werden, die Aufschluss über den inneren Aufbau der Sonne geben. Ansonsten sehen wir im Optischen und IR die Photosphäre, eine Schicht der Atmosphäre. Fazit Wie wir gesehen haben kann man die Sonne mit Teleskopen von der Erde und vom Weltall aus beobachten, und man kann je nach Beobachtungsart neue Erkenntnisse über verschiedene physikalische Phänomene der Himmelskörper erlangen. So wird die heiße Sonnenkorona im Ultravioletten, und damit höher energetischen Bereich beobachtet, während sich die Oberfläche im sichtbaren Licht befindet und auch Infrarotstrahlung vorkommt. Bevorzugte Wellenlänge und Hörerfrage Zum Schluss unterhalten sich Eva und Teresa noch, welche ihre bevorzugte Wellenlänge ist. Zum Schluss gab es noch eine Hörerfrage kommt von Alex, der uns auf Instagram geschrieben hat. Er wollte wissen, wie lange wir denn für die Vorbereitung einer Folge brauchen. Das ist nicht so einfach zu beantworten, da beide immer wieder neue spannende Aspekte des Themas entdecken, das recherchiert werden will und dabei die Zeit vergessen wird. Wir hoffen es hat wieder Spaß gemacht und freuen uns aufs nächste Mal! Weiterführende Links Der Großteil an Informationen wurde aus der Vorlesung "Aktuelle Beobachtungs- und Analysemethoden von X-Ray bis Radio" genommen, welcher im Sommersemester 2021 an der Universität Wien von Dr. Yanina Metodieva und Dr. Sudeshna Boro Saikia abgehalten wurde. An dieser Stelle möchten wir uns auch herzlich bei Dr. Yanina Metodieva bedanken. Ein interessanter Artikel über die Sonne in verschiedenen Wellenlängen. Kontakt Falls ihr Fragen habt, dann schickt uns eine Mail an kontakt@cosmiclatte.at oder schaut auf cosmiclatte.at. Und sonst findet ihr uns hier: Instagram Cosmic Latte | Twitter Cosmic Latte Redbubble Evi| Instagram Evi Du möchtest deine Werbung in diesem und vielen anderen Podcasts schalten? Kein Problem!Für deinen Zugang zu zielgerichteter Podcast-Werbung, klicke hier.Audiomarktplatz.de - Geschichten, die bleiben - überall und jederzeit!