Wie aus einem Loch im Himmel ein Stern werden kann - SBP122

0:00Martin Puntigam Ausgabe 122 des ScienceBusters Podcasts und heute bereits Teil 4 der Sternstunden der ScienceBusters. Nächste Ausgabe also Jubiläum, das heißt Aufmacherthema in der Zeit im Bild 1 und der Bundespräsident kommt mit einem Geschenkkopf vorbei.

0:14Florian Freistetter Eher nein, aber immerhin ein Sternchen dürft es geben für die erfolgreiche Sternentstehung.

0:42Martin Puntigam Herzlich willkommen zu Ausgabe 122 Designs, was das Podcast wie immer produziert mit Unterstützung der Uni Gras und der TQ Wien. Mein Name ist Martin Puntigam und mir gegenüber sitzt heute natürlich wieder Florian Freistetter, Astronom. Hallo.

0:56Florian Freistetter Hallo.

0:57Martin Puntigam In der letzten Ausgabe, wie Herzsprung und Russell nach der Reise von den roten Riesen zu den weißen Zwergen einen Riesenast hatten, haben wir unter anderem eben darüber gesprochen und aber auch noch, weshalb es ohne Bauern am Feld keine Milch gibt, warum kleinere Sterne keine großen Leuchten sind, wieso die Sonne zwischen Riesen und Zwergen lebt, wann die AGBs für Sterne nicht mehr gelten, wie man ein Herzsprung-Russell-Diagramm anwendet, wieso große Zwerge keine Riesen sind, was die Sonne in der Pension vorhat, ab wann es schwarze Zwerge geben kann, was man unter Dark Astronomers versteht und warum Florian Freistetter einmal einen Eimer aufgehabt hat. Also einen Kübel.

1:40Martin Puntigam Heute in Sternstunde Nummer 4 des Science-Busters geht es um die Sternenentstehung, also wirklich um die Sternenentstehung einmal, um die Hayashi-Tracks und den Weg zum Herzsprung-Russell-Diagramm, das wir ja letztes Mal besprochen haben. Also wie aus einer Wolke voller Wasserstoff ein echter Stern wird, was dazwischen passiert, aber, und das ist das Besondere, diesmal nicht.

2:03Martin Puntigam Detail besprochen und nicht so, wie wir es normalerweise auf der Science Pass das Bühne machen, wissenschaftskommunikatorisch kurz.

2:10Florian Freistetter Ja, wir besprechen auf der Science Pass das Bühne durchaus auch Dinge, die man ansonsten nicht so im Detail bespricht. Also auch da gehen wir oft in Details, die man nicht geht. Aber gerade bei der Sternentstehung ist es außerhalb der Astronomie tatsächlich selten, dass man die ganze Geschichte erzählt.

2:24Florian Freistetter Die ganze Geschichte erzählen wir eh nicht, weil das ist was, was man mehrere Semester lang studieren müsste. Aber wir reden auf jeden Fall mehr als das Übliche, weil normalerweise, wenn man sagt, wie Sterne entstehen und man macht das in einem kommunikatorischen Kontext, sagt man halt, da gibt es eine große Wolke aus Gas- und Wasserstoffmolekülen und diese Wolke kollabiert und irgendwann wird es innen drin so heiß, dass der Wasserstoff fusioniert und dann ist ein Stern entstanden.

2:46Martin Puntigam Genau, das habe ich ja viele Jahre, fast schon zwei Jahrzehnte gehört und internalisiert.

2:52Florian Freistetter Ja, ist auch so, aber es passiert halt dazwischen sehr, sehr viel mehr und Dinge, die auch durchaus interessant sind, behaupte zumindest dich als Astronom, man sieht dann, dass es gar nicht so einfach ist, einen Stern hinzukriegen, wie man glaubt, dass es ist. Der Anfang der Sternentstehung, das ist die Molekülwolke.

3:12Florian Freistetter Und das ist eine Wolke, die aus Molekülen besteht, aber auch da fängt es schon mal an, weil unter Molekül verstehen wir ja im Alltag meistens was anderes, als in dem Fall richtig ist. Also, an Wasser oder an Kohlendioxid oder was auch immer.

3:27Martin Puntigam Aber in der Astronomie bedeutet das wieder was anderes, heißt aber gleich.

3:30Florian Freistetter Nein, nein, es bedeutet schon dasselbe, aber es geht quasi um ein einziges Molekül. Aber fangen wir mal ein bisschen weiter hinten an. Wir wissen ja noch nicht so lange, dass es diese Molekülwolken gibt, weil wir wissen ja auch noch nicht mal so lange, was Sterne eigentlich sind und wie sie funktionieren.

3:42Florian Freistetter Das haben wir in den früheren Folgen schon besprochen. Eine Molekülwolke ist etwas, was man eigentlich auf den ersten Blick gar nicht so gut sehen kann. Das heißt, das erste Mal aufgefallen ist es den Leuten, als sie am Himmel beraten, Regionen gesehen haben, wo nichts ist. Also diese Molekülwolken verdecken quasi den Sternenhimmel.

4:01Florian Freistetter Und das hat Caroline Herschel, die hat das berichtet von ihrem Bruder, Wilhelm Herschel, der berühmte Astronom, der unter anderem den Planeten Uranus entdeckt hat. Und Caroline Herschel war auch eine Astronomin, nicht ganz so berühmt wie ihr Bruder, was aber nicht daran lag, dass sie weniger wichtige Arbeit gemacht hat, sondern dass sie halt als Frau nicht so die Aufmerksamkeit bekommen hat.

4:19Florian Freistetter Aber das ist wieder ein anderes Thema. Jedenfalls hat Herschel eine scheinbar sternlose Region gesehen, am Himmel und hat dann offensichtlich, so berichtet es Caroline, gesagt, hier ist wahrhaftig ein Loch im Himmel. Also da war halt einfach nichts, weil das ist ungewöhnlich, wenn man im Teleskop irgendwo hinschaut.

4:35Florian Freistetter Man sieht immer überall Sterne und wenn du da mal eine Gegend findest, wo keine Sterne sind, dann ist das schon außergewöhnlich.

4:40Martin Puntigam Und dann ist das so gegangen wie beim Kindergeburtstag. Mein rechter Platz ist leer und da wünsche ich mir eine Molekülwolke her.

4:46Florian Freistetter Nein, weil die haben nicht gewusst, was eine Molekülwolke ist. Der hat nur festgestellt, da ist nichts am Himmel und das war komisch. Und erst später hat der, ich glaube es war der niederländische Astronom Bart Bock, also es war Bart Bock, ich weiß noch gar nicht aus welchem Land er kommt, aber ich glaube es waren die Niederlande.

5:03Florian Freistetter Später ist er dann in die USA gegangen auf jeden Fall. und der hat das erforscht und wissenschaftlich definiert, was wir heute Dunkelwolken auch nennen und da ist die Astronomie halt sehr deskriptiv in ihrer Bezeichnung, das sind halt wirklich dunkle Wolken und das sind das, was wir auch Molekülwolken nennen und der hat quasi gezeigt, dass das die Orte der Sternentstehung sind.

5:24Florian Freistetter Man hat aber damals, das waren so die, was wird das gewesen sein, 50er Jahre um den Dreh um 30er, 40er, 50er Jahre, irgendwie sowas.

5:31Martin Puntigam Aber 20. Jahrhundert jetzt.

5:33Florian Freistetter Ja, genau. Also im letzten Jahrhundert, weil die anderen haben wir noch nicht. Also wir sind, Bad Bock ist Anfang des 20. Jahrhunderts geboren und hat dann, glaube ich, gestorben in seinen 80ern, wenn ich mich richtig erinnere. Und dazwischen hat er die Dunkelwolken erforscht. Und wenn man sich Bilder von Dunkelwolken anschaut, kann man gerne machen, im Internet einfach eingeben, vielleicht sicher jetzt halber noch Astronomie dazu eingeben bei der Suchmaschine, dann sieht man wirklich, das schaut wirklich aus, als würde da ein Stück fehlen. Man sieht so einen Sternenhimmel und davor ist es dunkel.

6:03Florian Freistetter Und das sind die Orte, wo die Sterne entstehen. Man hat damals noch nicht genau gewusst, wie die zusammengesetzt sind, die Dunkelwolken. Das wissen wir heute. Wir wissen, die bestehen ja fast komplett aus Wasserstoff, weil Wasserstoff halt das häufigste Element ist. Und am Anfang nichts da war außer Wasserstoff mit ein bisschen Helium.

6:20Florian Freistetter Aber 70 Prozent des Wasserstoffs in dieser Wolke ist molekularer Wasserstoff, also H2, zwei Wasserstoffatome, die zusammenhängen. Und weil das eben molekularer Wasserstoff ist, heißen diese Wolken Molekülwolken. Das ist der Grund. Nicht, weil da jetzt so wahnsinnig viele Moleküle drin sind oder unterschiedliche Moleküle drin sind, sondern weil der Wasserstoff in Form von Molekülen vorliegt, was wichtig ist, die wir dann später noch hören werden, wenn es um die Entstehung des Sterns geht.

6:46Martin Puntigam Okay, dann frage ich nicht nach, was der große Unterschied ist zwischen H2 und H.

6:51Florian Freistetter Ja, das ist wichtig. Es gibt auch noch neutrale Wasserstoffatome. Da ist einfach nur ein H ohne H2. Die sind so auch in der Wolke drin natürlich. Also so außenrum ist eine Hülle aus neutralem Wasserstoff und ja, ein anderes Klump ist auch noch drin. Also sehr, sehr geringe Mengen. Je nachdem, wie alt diese Wolken sind, was da die anderen Sterne im Laufe ihrer Kernfusion und so weiter schon erzeugt und reingepfeffert haben.

7:12Florian Freistetter Also Kohlenmonoxid und interstellarer Staub und so Zeug ist da alles drinnen. Und wer wissen will, wie so eine klassische Molekülwolke aussieht, kann sich dieses berühmte Bild auswählen. Wahrscheinlich alle schon mal gesehen haben, die sich mit Astronomie auch nur rudimentär beschäftigt haben, ansehen, dieses Bild der Säulen der Schöpfung, so wie es genannt ist.

7:30Florian Freistetter Also eigentlich ist es ein Bereich im Adlernebel, so 7000 Lichtjahre von uns weg. Da sieht man halt diese Staubfinger aufsteigen vor einem Himmel und das ist genau der Bereich, wo Sterne entstehen, dieser Staub. Das ist das, wovon wir jetzt reden, von diesen Wolken.

7:45Martin Puntigam Und die haben ja deshalb den Spitznamen Säulen der Schöpfung bekommen, weil dort eben Sterne entstehen oder weil man besonders dick auftragen wollte, weil es so ein schönes Foto war?

7:54Florian Freistetter Beides wahrscheinlich. Also Pillars of Creation hat man es halt im Original genannt, weil das ja von Hubble-Weltraumteleskop ist. Und ja, das haben sich halt die Presseabteilungen wahrscheinlich ausgedacht. Weil es ja eben, es ist wie gesagt der Ort, wo die Sterne entstehen. Das kann man dann durchaus auch Säulen der Schöpfung nennen wahrscheinlich.

8:11Florian Freistetter Ach schau, ich sehe gerade, ich habe eine Podcast-Folge dazu gemacht. Die ist offensichtlich im Wikipedia-Artikel verlinkt, weil ich mir auch noch gerade ein Bild angeschaut habe. und unten bei weiterführenden Informationen gibt es eine Sternengeschichtenfolge 634. Ja, kann man sich nochmal anhören, wenn man das wissen will.

8:24Florian Freistetter Ja, man verliert ab und zu den Überblick, was ich ja schon alles gemacht habe bei den vielen Folgen. Ja, aber um die Dinger geht es auf jeden Fall. Es gibt natürlich mehr als nur die Säulen der Schöpfung, aber das ist halt ein besonders schönes Bild oder ein schönes Exemplar seiner Molekülwolke. In der Milchstraße haben wir jede Menge davon, hauptsächlich in den Spiralarmen der Milchstraße.

8:43Florian Freistetter Da sind noch jede Menge davon, weil das sind auch die Orte, wo die Sterne gerade entstehen. Deswegen sind die Spiralarme ja auch so hell und sichtbar, weil da gerade neue Sterne entstehen. Und gerade meine ich jetzt im astronomischen Sinne, das sind jetzt irgendwie so über Millionen Jahre gerechnet. Und da haben wir die und so eine Molekülwolke ist, und da sind wir jetzt schon an dem Punkt, wo wir jetzt von der klassischen, da ist die Wolke und sie kollabiert, weggehen.

9:05Florian Freistetter Die Wolke ist nicht homogen, das ist wichtig. Also die Wolke ist jetzt kein so homogenes Ding, wo alles gleich verteilt ist, sondern die haben eine Struktur. Wir haben noch nicht vollständig verstanden, wo die Struktur herkommt, aber da ist natürlich Gravitation drin in der Wolke, weil die Teilchen sich alle gegenseitig anziehen.

9:23Florian Freistetter Da ist Turbulenz drinnen, weil das Ganze ja auch irgendwie so, ja, fließen ist das falsche Wort, weil das ist ja jetzt nichts in der Atmosphäre stattfindet, aber es bewegt sich ja alles auch. Man hat Sterne in der Umgebung, die selbst Gravitation ausüben, die vielleicht selbst Material hinaus ins All schießen mit ihrem Sternwind, was Einfluss auf die Wolken nimmt.

9:42Florian Freistetter Es gibt Magnetfelder und so weiter und all das führt dazu, dass die Wolke eben nicht homogen ist, sondern Struktur hat. Man kann das grob in drei Gruppen klassifizieren. Du hast einmal die Wolke, also Cloud, das sind jetzt alles englische Fachbegriffe, die sind noch nicht so weit in die Populärwissenschaft vorgedrungen, dass man da deutsche Begriffe hat dafür, die sich eingebürgert haben, also Cloud, die Wolke, das ist alles.

10:05Florian Freistetter Und darin gibt es Clumps und Cores. Also ein Core, ein Kern, ist eine lokale Verdichtung, eine einzelne lokale Verdichtung in der Wolke. Und es gibt aber in so einer Wolke viele lokale Verdichtungen. Und so eine Gruppe von lokalen Verdichtungen, das nennt man Clump, also Klumpen. Also wir haben Klumpen und die Klumpen bestehen aus Kernen.

10:25Florian Freistetter Und wenn wir mal diese Klumpen und Kerne drin haben, dann kann es losgehen mit der Sternentstehung.

10:31Martin Puntigam Also davor ist es einfach eine Wolke, wo die Moleküle halt so ein bisschen herumdüsen, aber erst wenn sie sie verdichten, dann geht es los?

10:38Florian Freistetter Dann geht es los, ja. Es braucht irgendwo so eine lokale Verdichtung, einen so einen Kern. Und dann geht es los, denn dann haben wir entsprechende Unterschiede in der Gravitation. Also wir haben immer zwei Kräfte, die wichtig sind und die auch den Rest der Sternentstehung wichtig sein werden. Nämlich einerseits die Gravitation, die sorgt dafür, dass so ein Kern, also eine lokale Verdichtung, sich noch weiter verdichten will.

11:01Florian Freistetter Weil die lokale Verdichtung übt mehr Gravitationskraft auf die Umgebung aus, als die Bereiche, wo nichts dicht ist. Das heißt, das Material neigt dazu, von wo auch immer weiter außen auf diese lokalen Verdichtungen sich hinzuzubewegen.

11:14Martin Puntigam Aber diese Verdichtungen, wie kommen die denn überhaupt zustande?

11:18Florian Freistetter Wissen wir nicht. Wir wissen nicht, wo diese Struktur herkommt. Das kann halt irgendwie einfach zufällige Bewegungen von der Gravitation sein. Da muss ich einfach nur mal irgendwo, vereinfacht gesagt, zwei Atome ein bisschen näher zusammen sein als die Atome rundherum. Dann habe ich schon einen minimalen Unterschied und dann kommt ein drittes Atom dazu.

11:36Florian Freistetter So ist es im Detail jetzt nicht. Aber ja, wir haben irgendwie einen Einfluss von anderen Sternen. Die Wolke ist nicht isoliert im Universum. Irgendwas passiert da drin und dann bilden sich im Laufe der Zeit diese Verdichtungen aus.

11:47Martin Puntigam Also wie wenn Fließverkehr ist, alle fahren gleich schnell, aber dann fängt jemand an, aufs Handy zu schauen oder hat eine Ausfahrt versammelt und so weiter. Und dann gibt es auch so Knotenbildungen, in Kolonnen fahren und so ein bisschen kann man sich das vorstellen. Irgendwelche zufälligen Einflüsse führen dazu, dass es auf einmal so Verdichtungen gibt.

12:06Florian Freistetter Genau, und jetzt haben wir diese Verdichtungen und wenn wir diese Verdichtung haben, dann verdichtet die sich weiter. Und das ist die eine Kraft, die Gravitation, die sorgt dafür, dass so ein Kern weiter kollabiert. Aber wir haben eine zweite Kraft, die dem entgegenwirkt und das ist die Eigenbewegung der Moleküle.

12:21Florian Freistetter Die bewegen sich ja selbst auch hin und her. Und Bewegung von Teilchen, das ist das, was in der Physik quasi wir als thermische Energie oder als Wärme bezeichnen können. Also Wärme im Alltag ist ein anderer Begriff als in der Thermodynamik der Physik, aber im Wesentlichen ist Bewegung gleich Wärme. Das heißt, die Teilchen bewegen sich und diese Bewegung sorgt für eine thermische Energie und die sorgt dafür, dass der Gravitation was entgegengewirkt wird.

12:46Florian Freistetter Kann man sich ganz einfach so vorstellen. Die Gravitation will, dass alles zusammenkommt, aber weil sich die Dinger bewegen, bewegen sie sich auch ein bisschen weg und das funktioniert. Wirkt diesem Kollaps entgegen. Das darf man sich jetzt nicht so vorstellen, dass diese Wolke da, dass da Gasströme mit wilder Geschwindigkeit hin und her fließen.

13:02Florian Freistetter Wir sind immer noch bei einer sehr, sehr großen Wolke, die sehr, sehr, sehr wenig dicht ist. Also wenn wir so ein Stück rausbeamen würden aus der Wolke in ein Labor auf der Erde, dann wäre das im Wesentlichen ein Vakuum, was wir da rausgebeamt hätten. Also alles, was da passiert, passiert sehr langsam.

13:18Florian Freistetter Aber trotzdem, wir haben Gravitation, wir haben die Bewegung der Moleküle und die beiden Kräfte streiten miteinander, wenn man so will. Und die Frage ist, welche Kraft ist stärker? Und was stärker ist, hängt von der Masse der Wolke ab, beziehungsweise von der Masse der Verdichtung. Und die sorgt ja dafür, dass die Gravitationskraft ausgeübt wird.

13:36Florian Freistetter Und wenn eine kritische Masse überschritten ist, dann kann diesen Kollaps vorerst nichts mehr aufhalten. Das heißt, dann kollabiert das und im Kern ist die Dichte ja immer höher als außen. Dort geht der Kollaps schneller vorwärts als außen. Also im Kern, in dieser Verdichtung kollabiert das ganze Ding, die Wolke schneller als woanders.

13:57Florian Freistetter Und jetzt haben wir ein zweites Phänomen. Wenn sich etwas verdichtet, dann... Kann man das auch als Energieumwandlung auffassen. Also wir haben Gravitationsenergie, die in Wärmeenergie umgewandelt wird. Ich erkläre das immer so, was physikalisch nicht ganz korrekt ist, aber stell dir vor, du bewegst dich sehr schnell mit einem Auto und dann wird diese Bewegung sehr schnell gestoppt, weil du gegen eine Mauer gefahren bist.

14:19Florian Freistetter Dann wird die ganze Energie der Bewegung spontan umgewandelt, unter anderem in Wärmeenergie, in Verformungsenergie und so weiter. Also die Energie, die in der Bewegung steckt, kannst du halt in Wärmeenergie umwandeln. Haben wir auch schon mal ein Experiment gehabt bei der Science-Buster Show. Und dasselbe im Prinzip passiert bei dieser Wolke auch.

14:38Florian Freistetter Also die Wolke kollabiert, das Zeug bewegt sich, wird nach innen bewegt und das erzeugt eine Wärme. Das heißt, der Kern heizt sich auf dadurch, dass er kollabiert. Das ist ein wichtiges Phänomen. Und diese Wärme, die im Kern entsteht durch den Kollaps, die will der Kern irgendwie wieder loswerden. Das ist Wärmestrahlung.

14:58Florian Freistetter Die Wärme wird abgestrahlt und das passiert auch. Also da gibt es noch kein Problem, dass da die Wärme wieder loswerden kann, weil außenrum, habe ich gerade gesagt, die Wolke ist sehr, sehr dünn, das heißt die Wärmestrahlung kommt da einfach problemlos wieder raus und der Kern heizt sich zwar auf, aber gibt die Wärme gleich wieder ab und erhitzt sich dadurch nicht weiter.

15:16Florian Freistetter Das heißt, der wird nicht heißer und heißer, sondern da geht zwar immer mehr Wärmeenergie rein in den Kern durch den Kollaps, aber die Energie geht auch wieder raus.

15:23Martin Puntigam Kann es dann sein, dass das dann gar kein Stern wird oder wird es dann trotzdem zwangschleifiger Stern?

15:30Florian Freistetter Naja, wir sind ja auch am Anfang. Also wir sind noch am Anfang, wenn mal die kritische Masse überschritten ist von so einer Wolke, dann kommt dieser Kollaps und der wird auch nicht aufgehalten vorerst. Und dann sind wir bei dem Punkt, wo die Wärmeenergie abgestrahlt wird. Der Kern sich aber nicht weiter aufheizt, weil die Wärme weiter raus kann, aber der Kollaps geht ja trotzdem weiter.

15:48Florian Freistetter Das bedeutet auch von außen kommt immer mehr Material nach und die Gasschichten außen um diesen Kern rundherum werden auch immer dichter und dichter und irgendwann so dicht, dass die Wärmestrahlung jetzt quasi nicht mehr durchkommt und dann fängt der Kern an sich aufzuheizen, weil die Strahlung jetzt nicht mehr oder schwer rauskommt und dann haben wir das erste Mal das Phänomen, dass wir eine relevante Kraft haben, die dem Kollaps jetzt entgegenwirken kann, weil wir haben die Gravitationskraft, die will, dass das Gas in sich zusammenfällt und wir haben Strahlung, Wärmestrahlung in dem Fall, die von innen raus will und jetzt sehr vereinfacht gesagt gegen die Gasteilchen drückt beim Rauswollen.

16:24Florian Freistetter Das heißt, die Gravitation wirkt nach innen, die Strahlung wirkt nach außen und dass, wenn die Strahlung, die nach außen drückt, ausreichend stark ist. Dann kriegen wir ein Gleichgewicht, dann kann der Kern nicht mehr weiter in sich kollabieren Und wir haben ein sogenanntes hydrostatisches Gleichgewicht, weil die beiden Kräfte, Gravitation und Strahlungsdruck, sich eben genau die Waage halten.

16:47Florian Freistetter Und das ist, wenn man so will, der erste wichtige Schritt von der Wolke zum Stern. Das ist das, was in der Wissenschaft entweder als erster Kern bezeichnet wird oder als First Hydrostatic Core, also der erste hydrostatische Kern. Ist noch kein Stern, aber der erste Schritt zum Stern, der erste wichtige Punkt.

17:07Florian Freistetter Wo eine Wolke aufgehört hat, eine Wolke zu sein, sondern schon mal physikalisch, astronomisch etwas anderes ist als vorher. Das Ding ist jetzt, wie gesagt, definitiv kein Stern. Wir sind jetzt so von der Wolke bis jetzt, ja, ungefähr 10.000 Jahre hat es jetzt gedauert.

17:24Martin Puntigam Also das ist quasi der erste Schritt. Wenn das eine Sendung mit der Maus-Sachgeschichte wäre, dann hätten wir jetzt einmal so eine kleine Form, anhand derer man aber noch nicht erkennen kann, was das Produkt am Ende werden wird.

17:35Florian Freistetter Ja, es schaut noch komplett anders aus als ein Stern. Also das Ding, was wir jetzt haben, dieser erste hydrostatische Kern ist ungefähr 20 astronomische Einheiten groß, 10 bis 20 astronomische Einheiten. Das ist so weit, weit über die Umlaufbahn des Saturn hinaus ungefähr. Jupiter hat fünf astronomische Einheiten größer, die Umlaufbahnradius, die Saturn ist bei zehn.

17:55Florian Freistetter Also wenn wir so einen ersten hydrostatischen Kern in Sonnensystem in die Mitte reinsetzen würden, dann wäre dieses wolkige Ding, würde weit bis hinter den Saturn hinausreichen. Also das ist kein Stern, es ist etwas, das man prästellaren Kern auch nennt. Wenn man nicht First Hydrostatic Core sagen will, kann man auch prästellarer Kern sagen.

18:16Florian Freistetter Aber eigentlich ist es eine große, warme Wolke, wenn man so will. Die halt jetzt vorerst nicht mehr weiter in sich zusammenfällt, weil sie eben warm geworden ist und die Wärme nach außen drückt und den Kollaps verhindert. Also wir haben jetzt eine große, warme Wolke. Vorher hatten wir eine kalte, sehr große Wolke und jetzt haben wir eine kleinere, große Wolke, die warm ist.

18:36Martin Puntigam Und dadurch, dass es aber eine gewisse Masse schon gibt, geht es dann weiter und die bleibt nicht stabil?

18:41Florian Freistetter Das schauen wir uns jetzt an, weil noch haben wir ein Gleichgewicht. Solange ein Gleichgewicht da ist, dann bleibt auch ein Gleichgewicht, es sei denn, es passiert was. Und in dem Fall passiert auch was, weil wir haben ja immer noch jede Menge Zeug in der Wolke rundherum. Wir sind ja immer noch bei dem Teil, wo wir da diese lokalen Verdichtungen in der Wolke anschauen. Das heißt, dieser prästellare Kern ist jetzt nicht isoliert.

18:59Florian Freistetter Da ist ja immer noch jede Menge Wolkenmaterial außen drumherum. Und das fällt weiter von außen auf diesen ersten Kern drauf. Und beim Auftreffen bildet es ja vereinfacht gesagt so Schockwellen, also das brasselt da so drauf und dieses Draufbrasseln des Materials von weiter draußen, das heizt den Kern weiter auf.

19:18Florian Freistetter Das heißt, dieser Kern wird immer wärmer und wärmer und irgendwann, und jetzt kommt der Punkt, wo die Moleküle wichtig werden, wo die Tatsache wichtig wird, dass der Wasserstoff in Form von Molekülen vorliegt. Weil irgendwann wird die Temperatur in diesem prästellaren Kern so hoch, dass die Wasserstoffmoleküle nicht mehr zusammenhalten.

19:37Florian Freistetter Weil die müssen irgendwie zusammenhalten, damit es ein Molekül ist. Aber wenn die Temperatur hoch wird und die Bewegung der Teilchen dadurch hoch genug wird, kann man sich wieder vereinfacht vorstellen, die bewegen sich halt so schnell, dass sie irgendwann nicht mehr zusammenhalten können. Das heißt, wenn diese Grenztemperatur überschritten wird, dann haben wir keine H2-Moleküle mehr, sondern einzelne Wasserstoffatome.

19:58Martin Puntigam Warum waren es ursprünglich eigentlich H2-Moleküle? Wie finden die sich?

20:02Florian Freistetter Ja, die finden sich halt. Also das ist halt Wasserstoff. Da müsste es jetzt jemanden fragen, eine Person, die mehr Ahnung von Chemie hat als ich, wie die Molekülbildung genau abläuft. Aber ja, Wasserstoff ist halt offensichtlich ein Atom, das sich sehr gerne mit einem anderen Wasserstoffatom verbindet.

20:18Florian Freistetter Und wenn du da ausreichend viel auf einem Haufen hast, dann passiert das im Laufe der Zeit. Das wäre dann das Prequel vom Prequel, wie entsteht die Molekülwolke. Hat die Astronomie auch jede Menge zu sagen, aber das habe ich jetzt nicht vorbereitet, um in dieser Folge zu machen. Also wenn die Serie zu Ende ist, dann können wir, und der Erfolg ausreichend gut ist an den Kinokassen, dann können wir gerne noch über einen Prequel nachdenken und den Ursprung, die Origin-Story der Molekülwolke erzählen.

20:45Florian Freistetter Gut. Aber jetzt, wie gesagt, die Wasserstoffmoleküle brechen auseinander. Und dieses Auseinanderbrechen, das braucht Energie. Die brauchen Energie, um auseinanderzukommen. Und wo kommt die her? Das ist die Wärme. Also die Wärme, die sich im Kern aufbaut, die wird verwendet, um die Wasserstoffmoleküle zu spalten.

21:05Florian Freistetter Das heißt, ich habe gerade gesagt, der Kern wärmt sich auf, weil von außen Zeug auf den Kern prasselt, was eben Wärme erzeugt. Und diese Wärme, die sich im Kern aufbaut, die spaltet die Wasserstoffmoleküle. Aber weil diese Wärme für das Molekülspalten verwendet wird. Kann sie das Gas nicht mehr so schnell bewegen.

21:23Florian Freistetter Das heißt, die Teilchen, die Atome des Wasserstoffs, die bewegen sich jetzt nicht mehr so schnell und können jetzt nicht mehr diesen Strahlungsdruck ausüben, um das Gleichgewicht aufrechtzuerhalten. Das heißt jetzt, wenn die Wasserstoffmoleküle aufgespalten werden, fängt der Kollaps wieder an, weiterzumachen. Der Satzbau fängt nicht an weiterzumachen, der Kollaps geht weiter, wenn die Wasserstoffmoleküle aufgespalten werden.

21:47Florian Freistetter Das heißt, der prästellare Kern kollabiert jetzt ein zweites Mal. Dieser Kollaps, der hört erst dann auf, wenn alle Wasserstoffmoleküle gespalten sind und wenn dann die Temperatur wieder groß genug geworden ist, damit ein neues hydrostatisches Gleichgewicht entsteht. Dann haben wir den sogenannten zweiten Kern.

22:08Florian Freistetter Der ist jetzt schon deutlich sternähnlicher. Der ist ungefähr anderthalbmal so groß wie die Sonne und besteht fast nur noch aus Wasserstoffatomen, nicht mehr aus Molekülen. Und das Ding, das nennt man jetzt Protostern. Immer noch kein echter Stern, aber zumindest etwas, was sternähnlicher ist als diese warme Wolke, die wir vorher gehabt haben.

22:31Martin Puntigam Also der Prototyp eines Sterns noch nicht? Nein, nicht Prototyp.

22:36Florian Freistetter Genau, in dem Fall hat es Prototyp zu tun, sondern Proto auf Griechisch fast so. Nein, es ist Para. Also die Vorform eines Sterns, wenn man so will. Ja, genau. Man sieht auch wenig von so einem Protostern, weil der leuchtet zwar schon, aber jetzt leuchtet er doch nicht wegen Kernfusion, so wie die Sonne.

22:55Florian Freistetter Kernfusion haben wir noch lange nicht, sondern der leuchtet, weil immer noch Material von außen drauf fällt. Also da geht immer noch Wärme rein. Dieser Protostern hat so eine Temperatur von 1000 Kelvin, also ein paar hundert Grad hat das Ding. Aber wir sind immer noch in der Wolke. Das heißt, da ist immer noch jede Menge Gas außen rundherum um diesen Protostern.

23:16Florian Freistetter Und wenn man von außen drauf schaut, sieht man nichts. Also wenn wir mit unseren Teleskopen von außen drauf schauen, mit unseren normalen Teleskopen, wir haben mittlerweile Methoden, um da trotzdem was sehen zu können. Aber wenn man so wie damals Herschel hinschaut, dann sieht man nichts. Also dann passiert in der Wolke zwar jede Menge cooles Zeug, der Stern entsteht, ist schon ein Protostern geworden.

23:35Florian Freistetter Aber von außen sieht man nichts, weil das ganze Material außen immer noch drum ist. Aber, und das ist interessant und wichtig, der Protostern, der ja jetzt schon eine vergleichsweise relevante Menge an Wärme erzeugt im Vergleich zum Dresdellarenkern, der heizt jetzt auch das Material der Wolke auf. Also der fängt an, die Umgebung aufzuheizen.

23:54Florian Freistetter Und jetzt bildet sich etwas, das einen schönen Namen hat, ein Hot Corino. Klingt wie eine Eissorte oder wie sowas, oder Autobake, keine Ahnung. Aber ist halt, ja, so sehr typisch astronomisch-physikalische Namensgebung. Da hängt man immer gern Ino irgendwo hinten dran, wenn es um was Kleineres geht, also so wie die Teilchen.

24:13Florian Freistetter Ich glaube, wir haben mal vor Ewigkeiten eine Show gemacht über Supersymmetrie, wo man auch die supersymmetrischen Teilchen alle mehr mit Ino genannt hat hinten dran. Also das supersymmetrische Pendant zum Photon war das Photino und so weiter. Oder Neutrino ist auch so ein Beispiel. Also man hängt da gern so Ino an, wenn es um etwas Kleines gehen soll.

24:30Florian Freistetter Und dieser Hot Corino, also der kleine heiße Kern, das ist ein innerer Bereich der Wolke um den Protostern. Also man kann sich vorstellen, wir haben eine Wolke, in dieser Wolke sitzt der Protostern. Und der Protostern, der heizt jetzt den Bereich, den inneren Bereich der äußeren Wolke auf. Und das ist der Hot Corino. Und der ist auch sehr interessant, dass wir auch wieder eine eigene Folge werden. Da werden wir mal über Astrochemie reden, weil da passiert jetzt astrochemisch jede Menge Zeug durch diese Aufhitzung.

25:03Florian Freistetter Weil ich habe vorhin gesagt, die Wolke besteht nicht nur aus Wasserstoff, sondern da sind auch andere Elemente drin in geringen Mengen und auch in geringen Mengen Staubteilchen und Eisteilchen. Und die hängen zusammen und das Eis verdampft jetzt quasi, vereinfacht gesagt. Und die Staubteilchen, die können sich dann frei bewegen, können in Kontakt miteinander kommen. Die Moleküle, die da drauf sind, können sich verbinden.

25:26Florian Freistetter Das heißt, da passieren jetzt jede Menge spannende chemische Reaktionen durch diese Aufheizung durch den Protostern. Und die sind in ganz vielen anderen astronomischen Bereichen relevant, dass da Bedingungen herrschen, wo komplexere Moleküle entstehen können. Aber wir wollen Sterne entstehen, verstehen. Das heißt, wir lassen die Chemie jetzt mal weg und schauen uns den Rest an.

25:47Florian Freistetter Wir haben jetzt also einen Stern, der noch kein echter Stern ist, mit einer heißen Wolke. Rundherum ist und außen ist es aber nicht heiß. Weiter außen ist es immer noch kalt, da hat sich noch nichts geändert, da fällt immer noch Material auf diesen Protostern drauf. Die Masse des Protosterns wächst weiter, er wird immer dichter und immer heißer, weil immer noch Material da ist, das auf den Stern drauf fallen kann.

26:11Florian Freistetter Und jetzt kommt wieder ein, wenn man ihn in wissenschaftlicher Exaktheit erklären würde, sehr komplexer Teil der Sternentstehung. Deine Masse wird größer und das ganze Ding dreht sich, weil alles sich irgendwie drehen muss im Universum. Also es kann ja nichts stillstehen. Und sobald du Bewegung hast, kannst du immer auch irgendwo eine Drehung definieren.

26:32Florian Freistetter Du kannst auch, selbst eine Wolke, die ein paar hundert Lichtjahre groß ist, mit der aus lauter einzelnen Atomen besteht, mit ganz viel nichts zwischendrin und drumherum, die bewegen sich auch alle. Und da kann ich auch rein statistisch sagen, okay, im Schnitt bewegen sich die einen so, die anderen so. Im Schnitt hat diese Wolke eine Rotation, die so aussieht.

26:50Florian Freistetter Also ich kann immer, sobald irgendwo sich was bewegt, auch eine Art von Rotation definieren. Und wenn du Rotation hast, dann hast du Drehimpuls. Drehimpuls muss erhalten bleiben und aus Gründen, die ich jetzt im Detail nicht erklären möchte, weil das dann wieder eine ganz andere wissenschaftliche Vorlesung wäre.

27:05Florian Freistetter Muss dieser Drehimpuls jetzt ein bisschen umverteilt werden, weil die Masse des Brottersterns immer größer und größer wird, er immer dichter wird und dann muss sich ein bisschen Drehimpuls umverteilen. Das Phänomen ist wie bei den, es ist eigentlich jedes Klassische, was man immer hat bei Drehimpulserhaltung.

27:21Florian Freistetter Die Eiskurzläuferin, der Eiskurzläufer, Arme ausgestreckt, da ist die Masse draußen, dreht er sich langsamer, die Arme herangezogen, ist die Masse kompakter, dreht er sich schneller.

27:31Martin Puntigam Achso, und das ist die Umverteilung.

27:32Florian Freistetter Ja, das ist nicht Umverteilung, sondern es ist einfach nur, Weil Masse umverteilt wird, ändert sich Rotation. Wenn die Rotation ändert, dann ändert sich die Konfiguration. Also es läuft darauf hinaus. Und ich suche für die Show Notes noch eine Folge von mir raus oder einen Artikel. Ich habe das hier schon behandelt, um das genauer zu erklären.

27:48Florian Freistetter Es bildet sich eine Scheibe aus Material aus. Das ist es, was Leute immer gern fragen. Warum es gibt so viele Scheiben im Universum? Warum ist die Milchstraße scheibenförmig? Warum ist das Sonnensystem scheibenförmig?

27:59Martin Puntigam Warum ist Material? Die erste Scheibe, die man hat überlegt.

28:02Florian Freistetter Nein, aber das hat, wie gesagt, mit Drehimpulshaltung zu tun, warum sich Scheiben ausbilden. Kann auch sein, dass sich da diese Wolke dann durch diese Drehimpulsumverteilung aufteilt, so dass da, was ich schon, einem Protosterne, wenn du dann zwei Protosterne hast oder sowas. Aber was in jedem Fall wichtig ist, wir haben eine Scheibe, Und aus dieser Scheibe saust Material raus. Das ist auch so Drehimpulserhaltung wieder. Du hast die sogenannten Jets.

28:32Florian Freistetter Du hast senkrecht zur Scheibe, nach oben und nach unten, wenn man das so unphysikalisch sagen will, wird Material weggeschleudert. Und dieses weggeschleuderte Material heizt weiter Material in der restlichen Hülle auf. Da gibt es wieder die ganzen chemischen Prozesse und so weiter. Aber wir haben jetzt mit dieser Scheibe einen wichtigen Punkt erreicht, wo wir schon fast beim echten Stern sind.

28:57Florian Freistetter Weil wir haben in den frühen Phasen des Protosterndaseins leuchtet dieser Stern hauptsächlich eben durch Aggression, wie es offiziell heißt, also dadurch, dass Material auf den Stern drauf fällt, Material aus der Wolke, Material aus der Scheibe auf den Stern. Dieses Raufprasseln des Materials sorgt dafür, dass er sich aufheizt und dadurch leuchtet er.

29:19Florian Freistetter Der späte Protosternd, wenn dann schon kaum noch Material da ist oder wenig Material da ist, dann leuchtet er nicht mehr deswegen, sondern er leuchtet, weil er, durch seine eigene Masse sich komprimiert. Der fällt unter seiner eigenen Masse in sich zusammen, ist im Wesentlichen ein grundlegend physikalisches Silberphänomen.

29:37Florian Freistetter Masse bewegt sich und das erzeugt Wärme. Aber da ist halt nichts mehr, was von draußen kommt, sondern der Stern selbst fällt in sich zusammen, kollabiert. Das erzeugt Wärme und Energie und deswegen leuchtet dann der späte Protostern. Und wenn ein Stern das macht, wenn er aufhört, Energie hauptsächlich aus der Aggression zu ziehen, Sondern wenn er die Energie aus seinem eigenen Kollabieren rausholt, ab da nennt man so einen Stern nicht mehr Protostern, sondern, man kann ihn schon noch Protostern nennen, aber er wird dann als Vor-Hauptreihenstern bezeichnet.

30:09Florian Freistetter Und da sind wir schon ganz knapp an der Hauptreihe dran, wenn wir einen Vor-Hauptreihenstern haben.

30:14Martin Puntigam Also es ist quasi der Magister.

30:15Florian Freistetter Ja, wenn man den Doktor als Ziel anstrebt, obwohl heute ist der Magister ja eh nichts mehr, heute gibt es ja nur noch Master und Master und so Zeugs, aber in der Klassifikation wäre dann halt der pre-stellare Kern der Bachelor und der Proto-Stern der Master und der Stern dann der Doktor, wenn man so will.

30:37Florian Freistetter Aber wir haben jetzt einen Vorhauptreinstern und jetzt kommen wir langsam schon in den Bereich, wo man je nachdem, wie man es betrachten will, manchmal schon von Sternen redet. Also diese Vorhauptreinsterne, die werden dann nach ihrer Masse klassifiziert. Also die kleinen Vorhauptreihen Sterne, die so ungefähr weniger als die doppelte Sonnenmasse haben, die nennt man T-Tauri-Sterne.

31:01Florian Freistetter Die haben vielleicht manche, die sich mit Astronomie schon beschäftigt haben, gehörten Namen T-Tauri-Sterne. Das haben zwar Stern im Namen, aber sind eigentlich noch keine echten Sterne. Aber die kann man auch schon beobachten, gibt es auch schöne Bilder, da heißt ja auch so T-Tauri. Das war quasi, da sind wir jetzt, da passt das Wort Prototyp dieser Sternklasse.

31:23Florian Freistetter Das war das erste Mal, wo man sowas gesehen hat und dann hat man eben alle anderen nach dem benannt. Die Tetauri-Sterne gibt auch Herbig-AEBE-Sterne. Das ist ein bisschen ein umständlicherer Name, aber ist halt oft so, benannt nach einem amerikanischen Astronomen, der heißt George Herbig oder Herbig in dem Fall.

31:44Florian Freistetter Und dieses AEBE hat mit Spektralklassen und sowas zu tun. Also die Herbig-AE- und BE-Sterne, das sind dann die ein bisschen massereicheren Protosterne, die es gibt. Also man kann die grob unterscheiden als T-Tauri-Sterne.

31:57Martin Puntigam Aber Tauri kommt von Stier, ist das das Sternbild?

32:00Florian Freistetter Genau, wir haben ja früher oft Dinge benannt nach dem, wo es ist. Und das ist halt im Sternbild. Also T-Tauri ist, wenn du jetzt einen Exkurs haben willst, T-Tauri ist eine klassische Bezeichnung für veränderliche Sterne. Also man hat veränderliche Sterne benannt und macht es heute teilweise immer noch nach dem Sternbild.

32:19Florian Freistetter Und dann haben die so Buchstaben bekommen, die bei R anfangen und bis Z gehen. Also ich könnte ja noch erklären, warum nicht A und bis Z und so weiter. Aber jetzt würde ich das alles so nix finden. Wenn du irgendwas siehst, was so heißt wie, keine Ahnung, VY Canis Maiores, dann weißt du, okay, es sind Buchstaben und ein Sternbild muss ein veränderlicher Stern.

32:38Florian Freistetter Oder VV Zefei und R Leonis, glaube ich, gibt es da, UY Scuti. Das sind alles so bekannte veränderliche Sterne. Und T Tauri war ihm auch einer. Das war dann vermutlich der RST, dritte veränderliche Stern, den man im Sternbild Stier entdeckt hat.

32:55Martin Puntigam Und veränderlich heißt, dass da noch was weitergeht, dass der noch nicht am Ende seines Lebens ist.

32:58Florian Freistetter Nein, veränderlich heißt in dem Fall, er ändert seine Helligkeit. Also jeder Stern verändert seine Helligkeit ein bisschen, aber klassisch so, dass man so relevant, Helligkeitsveränderungen, so die periodische Helligkeitsveränderungen. Auch das wäre wieder eine eigene Folge über Sterne. Veränderliche Sterne sind wahnsinnig wichtig für die gesamte Astronomie, wenn man herausfindet, wie die sich verändern, die Helligkeit, und warum sie es tun.

33:25Florian Freistetter Da sind wir bei den Zepheiden zum Beispiel, die Henrietta Swan Leavitt unter anderem entdeckt und erforscht hat, wodurch Hubble dann seine Beobachtungen machen konnte und herausfinden konnte, wie weit die Andromeda weg ist und am Ende herausfinden konnte, dass das ganze Universum expandiert und dass es sowas wie einen Urknall gegeben hat.

33:41Florian Freistetter Wissen wir nur dank veränderlicher Sterne. Also das ist aber auch wieder ein komplett anderes Thema. Aber T. Tauri, das sagt, es ist eben veränderlich. Und ja, so ein junger Stern ist veränderlich. Der ist halt in dem Fall veränderlich, weil er noch nicht fertig ist und weil er noch kein stabiles Gleichgewicht entwickelt hat.

33:56Martin Puntigam Also in der Pubertät ist quasi.

33:58Florian Freistetter Ja, so ungefähr, wenn man das so sagen will. Aber diese T-Tauri-Sterne, die kann man sehen. Also T-Tauri-Sterne, die, wie gesagt, haben eine geringe Masse und deswegen ist auch die Masse der Hülle außen rundherum, was noch da ist, sehr gering. Das heißt, du kannst so einen T-Tauri-Stern schon durch eine Staubhülle durchleuchten sehen ein bisschen.

34:16Florian Freistetter Die größeren, die Herbeck-AE-BE-Sterne, die sind noch in so viel Staub eingewickelt, dass man sie nicht sehen kann. Also mittlerweile sind wir in der Lage, Dinge zu sehen, die man nicht sehen kann. Aber jetzt einfach so simpel hingeschaut, die T-Tauri-Sterne kann man sehen, die Herwig-AEB-Sterne nicht.

34:32Florian Freistetter Wir haben aber immer noch keinen echten Stern. Wir haben immer noch keine Kernfusion. Wir sind immer noch nicht auf der Hauptreihe angekommen. Und jetzt sind wir bei den Wegen zur Hauptreihe. Und da gibt es zwei unterschiedliche Linien. Ich habe in der letzten Folge von der Hayashi-Linie erzählt. Das war aber jetzt nur, weil ich es letzte Folge nicht so kompliziert machen wollte.

34:53Florian Freistetter Das ist quasi nur eine Linie, mit der man zur Hauptreihe kommen kann. Man kann auch die Henye-Linie nehmen.

34:58Martin Puntigam Es gibt zwei unterschiedliche. Es klingt wie eine Zuglinie, die Hayashi-Linie, wie eine U-Bahn-Linie, die man nehmen muss, wenn man irgendeine Sehenswürdigkeit betrachten möchte, was in dem Fall ja der Fall ist, oder?

35:06Florian Freistetter Genau, ja. Und du kannst, wie gesagt, auch mit der Henye-Linie zur Hauptreihe kommen. Kommt halt darauf an, wie du drauf bist. Also je nachdem, was für ein Typ Protostern du bist, musst du unterschiedliche Linien nehmen. Und sowohl die Hayashi-Linie, bevor du das fragst, als auch die Henje-Linie sind nach entsprechend benannten Astronomen bezeichnet.

35:27Florian Freistetter Also Hayashi-Konomi. Kuchiro, das war ein japanischer Astronom, der sich mit dem Thema beschäftigt hat und der andere war Louis Henge, ein amerikanischer Astronom und die haben sich halt beide mit Sternentwicklung beschäftigt und beide unterschiedliche Dinge rausgefunden beziehungsweise ja unterschiedliche Phasen, unterschiedliche Arten der Sternentstehung untersucht und deswegen gibt es diese beiden unterschiedlichen Linien, die wir uns jetzt anschauen, damit wir verstehen, was das alles bedeuten soll.

36:02Florian Freistetter Also diese Linien haben mit dem hydrostatischen Gleichgewicht zu tun. Das hat ja bis jetzt immer eine Rolle gespielt. Und jetzt ist es noch wichtiger, darum sage ich es vielleicht noch mal, also wenn wir so eine Schicht aus heißem Gas betrachten bei einem Stern, dann wirken da eben diese zwei Kräfte.

36:19Florian Freistetter Die Gravitation, die drückt von oben oder von außen, je nachdem. Und von innen kommt die Strahlung. Es wirkt der Druck, der bewegende Teilchen, der thermische Druck. Und wenn das alles im Gleichgewicht ist, dann haben wir ein hydrostatisches Gleichgewicht. Und der Herr Hayashi hat sich beschäftigt mit der Frage, wo es so ein Gleichgewicht überhaupt geben kann, wenn wir jetzt beim Herzsprung-Rassel-Diagramm sind.

36:41Florian Freistetter Wer sich erinnert an die letzte Folge, Herzsprung-Rassel-Diagramm, das ist ein Diagramm, wo zwei Größen relevant sind, nämlich einerseits die Helligkeit und andererseits die Temperatur. Wir tragen Sterne ein in dieses Diagramm, je nachdem, welche Helligkeit und welche Temperatur sie haben. Also unsere Sonne hat eine Temperatur, also es geht immer um die Temperatur außen am Stern, unsere Sonne hat eine Außentemperatur und unsere Sonne hat eine Helligkeit und das heißt, wir können in dem Diagramm einen Punkt suchen auf der x-Achse Temperatur, y-Achse Helligkeit und wo da der Punkt ist, da machen wir die Sonne hin.

37:14Florian Freistetter Also jeder Stern ist quasi ein Punkt im Stern. Herzsprung-Rassel-Diagramm. Wir sind jetzt aber noch nicht im Herzsprung-Rassel-Diagramm. Das heißt, wir haben einen Stern, der seine Helligkeit ändert und seine Temperatur ändert. Das war ja das Ganze, was ich erzählt habe. Ich habe erzählt, der Stern hat die Temperatur verändert, der Protostern, und hat da was aufgeheizt, hier was aufgeheizt und so weiter.

37:36Florian Freistetter Also die Sterne, die noch keine echten Sterne sind, die haben keine fixe Temperatur, keine fixe Helligkeit. Das heißt, wenn man schaut, was die machen, Bei der Sonne kann ich heute hinschauen und einen Punkt einzeichnen und kann in fünf Millionen Jahren schauen. Und dann wird der Punkt der Temperatur und Helligkeit der Sonne entspricht immer noch im Wesentlichen derselbe Punkt sein.

37:57Florian Freistetter Bei so einem Stern, der gerade entsteht, wenn ich da alle 10.000 Jahre mal hinschaue, was ich eh nicht kann, aber theoretisch hinschaue, dann werde ich immer wieder andere Werte für Temperatur und Helligkeit beobachten. Das heißt, so ein Stern bewegt sich durchs Herzsprung-Rassel-Diagramm. Und diese Bewegung durch das Herzsprung-Rassel-Diagramm, die kann ich eben in Form von Linien aufzeichnen.

38:19Florian Freistetter Und diese Linien gibt mehr als die Hayashi-Linie und die Hennye-Linie. Es gibt ganz viele Linien, die man einzeichnen kann, je nachdem, was der Stern macht, bevor er ein Stern wird, nachdem er ein Stern gewesen ist. Und diese Entwicklungslinien, die sind halt nach allen möglichen Leuten benannt, aber für das, was wir jetzt brauchen, schauen wir uns die Hayashi-Linie als erstes an.

38:38Florian Freistetter Die Hayashi-Linie, das ist quasi der Bereich, wo ein hydrostatisches Gleichgewicht gerade noch existieren kann oder wo es nicht mehr möglich ist. So eine Hayashi-Linie ist im Herzsprung-Rassel-Diagramm im Wesentlichen eine vertikale Linie. Also eine Linie, die von oben nach unten führt. Das ist, glaube ich, die Definition von vertikal.

38:59Florian Freistetter Also von oben nach unten heißt, die Temperatur bleibt halbwegs konstant, aber die Helligkeit ändert sich. Ja, weil die Helligkeit ist auf der Y-Achse, das heißt, die Helligkeit wird geringer. Das ist das, die Helligkeit wird, Entschuldigung, andersrum, die Helligkeit wird, Wird es jetzt geringer? Da bin ich selbst oft immer verwirrt, weil wir Astronomen das immer so durcheinander benennen, weil größere Helligkeit heißt kleinere Zahlen oder so rum.

39:29Florian Freistetter Auf jeden Fall, wir haben, nein, die Helligkeit wird geringer. Das heißt, wenn die Linie nach unten geht, dann wird die Helligkeit geringer. Wenn die Linie nach oben geht, wird die Helligkeit größer.

39:38Martin Puntigam Also im Diagramm ist so, oben sind ja diese Hyperriesen und unten sind die Zell.

39:41Florian Freistetter Und unten ist es dunkel. Aber es ist auch gar nicht so wichtig, wenn wir uns das anschauen bei der Hayashi-Linie. Also wir haben, wenn wir uns mal so einen Stern anschauen, ja, also dieser noch nicht Stern, der Protostern, der hat eine gewisse Masse, hat eine gewisse Temperatur und zwar genau die Temperatur, die er bei der Masse braucht, damit das hydrostatische Gleichgewicht noch funktioniert.

40:00Florian Freistetter Aber weil eben der Stern noch nicht fertig ist und immer noch Zeug von außen drauf fällt, kriegt er immer mehr Masse dazu. Dadurch komprimiert er weiter, er kollabiert weiter, dadurch leuchtet er dann weniger hell, weil er fällt in sich zusammen, er wird kleiner, er hat weniger Oberfläche, das heißt, er kommt weniger Licht raus, obwohl er heißer wird, aber es kommt weniger Licht raus, weil er kleiner geworden ist.

40:23Florian Freistetter Das heißt, seine Helligkeit sinkt, aber die Temperatur, die bleibt halbwegs konstant. Also nicht jetzt komplett konstant, aber halbwegs konstant, weil er die Energie quasi auch wieder abstrahlt. Das heißt, wir haben einen Stern, wir haben den Protostern, der dabei ist, das letzte Zeug an Material einzusammeln, das noch um ihn rum ist.

40:42Florian Freistetter Wodurch er eben kleiner wird, dunkler wird, aber die Temperatur bleibt gleich. Das heißt, wenn wir da alle paar tausend Jahre hinschauen, sehen wir, wieder ein bisschen dunkler geworden, wieder ein bisschen dunkler geworden, wieder ein bisschen dunkler geworden. Aber die Temperatur, die ist halbwegs gleich geblieben. Das heißt, so ein Stern bewegt sich dann eben im Herzsprung-Rassel-Diagramm.

40:59Florian Freistetter Entlang einer Linie, die von oben nach unten vertikal läuft. Das ist das, was der Stern macht, aber es ist noch nicht fertig. Ich habe gesagt, die Temperatur bleibt fast gleich, aber eben nur fast, weil es wird schon heißer im Inneren des Sterns. Es wird schon ein bisschen heißer und jetzt kommen wir langsam in dem Bereich, wo wir Fusion haben.

41:21Florian Freistetter Wir haben noch nicht die klassische Fusion. Irgendwann wird es so heiß, dass wir im Inneren des Sterns Deuterium fusionieren können. Deuterium ist der schwere Wasserstoff, Wasserstoff mit einem Neutron im Kern mehr drin. Von dem gibt es nicht so viel, aber ein bisschen was ist da. Der ist leichter zu fusionieren, bei geringeren Temperaturen zu fusionieren.

41:40Florian Freistetter Das heißt, er erzeugt dann ein bisschen Energie durch die Deuteriumfusion und diese Energie, die kommt auch natürlich weg. Aus dem Inneren des Protosterns nach außen. Und da gibt es jetzt zwei Wege, wie die Energie nach außen kommen kann. Klassisch geht es mit Konvektion. Konvektion ist das, was alle vom Kochen kennen. Ich habe einen Topf mit Wasser auf dem Herd.

42:03Florian Freistetter Unten wird es heiß am Topfboden. Die Wärme kommt quasi von unten in den Topf. Das Wasser unten wird heiß. Weil es heiß wird, bewegt es sich nach oben. Oben kühlt es ab und sinkt wieder nach unten. Und so wird dann, wenn ich den Deckel drauf tue, geht es besser, weil dann geht die Wärme halt nicht ganz raus, aber die Wärme wird halt umverteilt, weil sich Material von unten nach oben bewegt. Und das macht ein Stern auch.

42:24Florian Freistetter Manche Sterne machen das, kommen wir gleich dazu. Aber das macht ein Stern auch. So wird eben die Energie, die immer noch, jetzt nur zu einem ganz geringen Teil Energie aus der Deuterium-Fusion ist, ist immer noch die Energie vor allem aus der Gravitation, aus dem Kollaps. Diese Energie wird auf jeden Fall durch Konvektion nach außen gebracht.

42:42Florian Freistetter Irgendwann wird es dann heiß genug für die Kernfusion, Aber dann, wie genau das, dann, sagst du mal anders, weil das jetzt eigentlich der Höhepunkt ist, da soll ich vernünftig sagen. Also irgendwann wird es heiß genug für die Kernfusion und dann kommt der Stern auf die Hauptreihe. Ob er jetzt aber auf die Hauptreihe das letzte Stück mit der Hayashi-Linie weiterfahren kann oder auf die Henye-Linie umsteigen muss, das hängt von der Masse des Sterns ab.

43:10Florian Freistetter Weil bis jetzt habe ich ja noch nicht wirklich auf die Masse, also die Masse war jetzt relativ wurscht für das, was ich alles erzählt habe. Jetzt ist die Masse wichtig, weil größere Sterne, also Sterne, die so mehr als halbe Sonnenmasse haben, die haben einen Kern, der ein bisschen komplexer ist. Da ist die Gravitation so stark, weil der Stern eben eine größere Masse hat.

43:32Florian Freistetter Da ist die Gravitation so stark, dass das mit der Konvektion quasi nicht mehr funktioniert. Also da kann das Zeug, nicht so leicht aufsteigen, weil die Anziehungskraft zu stark ist. Das heißt, die einzige Möglichkeit, wie die Energie da aus dem Kern rauskommen kann, ist durch Strahlung. Man muss halt rausleuchten, vereinfacht gesagt.

43:50Florian Freistetter Das heißt, die Temperatur, weil die Strahlung da eben nicht so gut rauskommt aus dem Kern, weil es mit der Strahlung nicht so gut funktioniert in der Phase, deswegen steigt die Temperatur in diesem Kern stärker an. Also wenn wir größere Sterne haben, wo die Energie nur durch Strahlung transportiert werden kann, steigt in deren Kern die Temperatur schneller an als bei den anderen.

44:11Florian Freistetter Und das ist jetzt etwas, was wir im Herzsprung-Rassel-Diagramm wieder sehen können, weil wenn die Temperatur jetzt schnell ansteigt, haben wir auf einmal eine Bewegung horizontal. Bis jetzt hatten wir vertikal, weil die Temperatur gleich geblieben ist. Wenn wir aber die Temperatur nicht schnell genug aus dem Kern rauskriegen, naja, dann heizt er sich auf, der Stern.

44:30Florian Freistetter Und dann kriegen wir eine Bewegung, die im Herzsprung-Rassel-Diagramm horizontal nach links geht. Aber, so oder so, wir landen irgendwann auf der Hauptreihe, weil, das war ja das, was ich in der letzten Folge erzählt habe, die Hauptreihe geht im Herzsprung-Drassel-Diagramm von oben rechts, von oben links nach unten rechts und wir starten mit einem Protostern immer im rechten oberen Teil des Diagramms.

44:56Florian Freistetter Das heißt, wir liegen immer über der Hauptreihe und egal, ob ich jetzt quasi von oben vertikal runter mich bewege oder vertikal runter und dann irgendwann nach links rüber schwenke, früher oder später stoße ich auf die Hauptreihe und das ist halt der Punkt, wo dann die Kernfusion einsetzt, beziehungsweise umgekehrt gesagt, ich erhöhe meine Temperatur so stark, dass irgendwann die Kernfusion losgeht und wenn die echte Kernfusion losgeht, die mit Wasserstoff funktioniert und von dem gibt es genug im Stern.

45:25Florian Freistetter Wenn diese echte Kernfusion losgeht, dann habe ich quasi dauerhaft genug Strahlung aus dem Inneren, um jeden weiteren Kollaps fürs Erste und fürs Erste sind ein paar Milliarden Jahre, fürs Erste zu verhindern. Das heißt, jetzt bin ich an dem Punkt angekommen, wo sich Temperatur, Leuchtkraft nicht mehr verändern.

45:40Florian Freistetter Jetzt bleibt mein Punkt stehen und der Punkt, wo man stehen bleibt, das ist eben die Hauptreihe. Das heißt, jetzt sind wir entweder über die vertikale Hayashi-Linie oder über die dann nach links abgezweigte Hennye-Linie auf der Hauptreihe angekommen.

45:56Martin Puntigam Und wenn du sagst, die Kernfusion startet und dann gibt es Energie für Milliarden Jahre, starten klingt da so kurz. Was bedeutet starten? Was ist das für ein Zeitraum, innerhalb dessen die Kernfusion beginnen kann?

46:10Florian Freistetter Naja, das ist alles schwer zu sagen und schwer zu timen, aber natürlich ist es jetzt, Im Vergleich zum Sternenleben, zu dem, was davor passiert ist, wie gesagt, von der Wolke bis zum jetzt fertigen Stern sind schon ein paar hunderttausend, vielleicht sogar Millionen Jahre vergangen, je nachdem. Verglichen mit dem, was danach kommt, wo dann der Stern aufhört, ein Stern zu sein und sich dann irgendwas Richtung Rotarisa und sowas entwickelt, das sind auch ein paar Millionen Jahre.

46:36Florian Freistetter Aber dazwischen sind es halt Milliarden Jahre und diese Phase, wo halt dann die Kernfusion einsetzt, selbst wenn das jetzt ein paar tausend Jahre sein sollten, dann ist das immer noch verglichen mit dem Rest nichts. Also es ist nicht so, dass plötzlich alle Atome im Kern simultan anfangen zu fusionieren.

46:53Florian Freistetter So ist es nicht. Aber irgendwann ist halt die Temperatur groß genug und dann fängt es halt an. Also das ist schon ein Prozess, der vergleichsweise flott abläuft. Also jetzt nichts, wo man sagt, das dauert also im Laufe von einer Million Jahre, geht langsam gemächlich die Fusion los. Das ist schon was, wo man sagen kann, ja der startet jetzt, der zündet jetzt.

47:14Florian Freistetter Also es ist jetzt nicht so ein instantaner Flash, aber jetzt auch nichts, was über Millionen Jahre geht. Genauer kann ich es dir jetzt spontan nicht sagen.

47:22Martin Puntigam Naja, aber für astronomische Verhältnisse ist es quasi wirklich ein Zündfunke.

47:27Florian Freistetter Ja, genau. Also für astronomische und wahrscheinlich auch, jetzt mein Gott, für Alltagsverhältnisse jetzt nicht unbedingt, aber es ist ein bisschen so wie bei der Supernova. Ja, so eine Supernova, das Ende des Sternenlebens, die geht auch, relativ flott, das sind ja die relevanten Prozesse, das sind vielleicht Tage, Wochen oder sowas und die Auswirkungen, also das Leuchten und alles und wie das sich dann weiter verhält, das kann dann über Monate, Jahre oder noch länger gehen und bei der Kernfusion ist es wahrscheinlich so ähnlich, also wir haben etwas, was relativ flott geht, aber bis sich das dann alles so entwickelt hat, dauert es noch ein bisschen länger hinten nach, aber da tatsächlich die Zeiträume, ich weiß,

48:04Florian Freistetter dass es immer sehr interessant ist, das genau abzugrenzen, aber so exakt, glaube ich, kann die Astronomie das zumindest in der Realität nicht sagen. Es wird Simulationen geben von so einer Sternentwicklung, da kann man es natürlich timen, aber das könnte ich dir jetzt hier nicht sagen, ohne dass ich mir diese Simulationen vorher noch genauer anschauen.

48:23Florian Freistetter Aber frag die KI, das macht man heutzutage so, die sagt sicherlich irgendwas.

48:27Martin Puntigam Irgendwas sagt sie sicher. Das ist ja das Unfaire. Du kannst ja mit der KI arbeiten, wenn du auf deinem Fachgebiet was fragst, weil du kannst ja kontrollieren anhand deines Wissens, ob das stimmen kann oder nicht. Ich muss dann erst wieder bei dir fragen.

48:43Florian Freistetter Ja, aber gut, ich weiß ja auch nicht alles.

48:45Martin Puntigam Kann ich klar bei dir fragen?

48:47Florian Freistetter Ja, aber ich tippse in die KI und dann sage ich, dass es das Ergebnis ist. Nein, aber die gut, also in dem Fall, ich habe es gerade ausprobiert und die KI hat die Frage falsch verstanden. Der Moment des Zündens. Ja. Wird auch nicht getimed. Also sagt er auch nicht hier, wie lange das dauert. Aber zumindest die gesamte, das stimmt, also vom Beginn des Kollaps bis zur stabilen Wasserstofffusion, ja ein paar Millionen Jahre, das ist das, was ich auch gesagt habe. Das stimmt und der Moment des Zündens, der ist halt ja kurz.

49:22Florian Freistetter Ich kann auch mal fragen, wie lange der Moment des Zündens dauert, aber es ist glaube ich, wie kein Mensch will hören, wie Leute im Podcast mit der KI reden und die Antworten referieren. Das ist glaube ich kein gutes Podcast-Konzept, obwohl es vermutlich häufig auftreten wird mittlerweile. Aber wie gesagt, ja ich kann das, vielleicht machen wir eh noch eine fünfte Folge, dann kann ich das noch recherchieren und nachreichen, wie lange dieser Moment des Zündens tatsächlich dauert, sofern die Wissenschaft das weiß.

49:46Martin Puntigam Ja, auf fünf Folgen ist es ja einmal in erster Näherung angelegt und dann eben, je nachdem wie groß der Puppel vom Erfolg ist, gibt es dann Spin-Offs.

49:53Florian Freistetter Genau, ja, eine eigene Serie. Also wie gesagt, Sterne an sich ist halt natürlich extrem, extrem umfangreich, nicht nur weil es so viele Sterne gibt, sondern eben auch weil jede Phase so ist. Ich kann mich erinnern, bei uns auf der Sternwarte in Wien, wir hatten eine eigene Arbeitsgruppe, die nichts anderes gemacht hat, als AGB-Sterne zu erforschen.

50:13Florian Freistetter Und AGB-Stern, das wäre jetzt quasi das Gegenteil von dem, was wir jetzt gerade besprochen haben. Wir haben das erzählt, was der Stern macht, bevor er ein Stern wird. Und ein AGB-Stern ist das, was ein Stern macht, kurz bevor er aufhört, ein Stern zu sein. Also das Letzte, was die Sonne tun wird, bevor sie kein Stern mehr ist, sondern was anderes, ist noch so ein paar Millionen Jahre als AGB-Stern zu verbringen.

50:36Florian Freistetter Und obwohl auch das, wie gesagt, als verglichen mit der Gesamtlebenszeit eines Sterns ein verschwindend geringer Moment ist, passiert das. so viel, dass du eine eigene astronomische Disziplin machen kannst. Und genauso gibt es Leute, du kannst ein Leben lang T-Taurier-Sterne erforschen. Weil das halt wirklich alles so komplex ist. Wir könnten...

50:55Florian Freistetter 50 Folgen machen über Sterne, aber irgendwann müssen wir andere Wissenschaften auch wieder mal haben hier drin. Das heißt, also die Folge 5 machen wir auf jeden Fall noch und dann soll das Publikum entscheiden, ob wir das so machen wie in Hollywood, wo wir dann eine Fortsetzung nach der anderen machen, bis es so grauenhaft ist, dass keiner mehr was schauen will, oder ob wir was Neues machen, was cool ist.

51:30Martin Puntigam Damit steht der Stern stabil auf der Hauptreihe, in dem die Fusion begonnen hat und dann kommen die Verwandten und überreichen die Promotionsgeschenke. Und mit der Hayashi-Linie können wir auch weiterfahren direkt zu den Parteienverkehren und fangen thematisch an bei deinem Soloprogramm den Sternengeschichten live, weil da wird es jetzt langsam ernst für die Österreich-Termine.

51:52Florian Freistetter Ganz genau, die starten demnächst am 29. Januar in der Kulisse Wien, aber da ist schon restlos ausverkauft, also da gibt es nicht mal mehr Restkarten. Am 30. Januar bin ich dann in Salzburg im Oval, da gibt es aktuell noch 10 Karten, glaube ich. Also da hat man noch eine Chance, wer da noch hinkommen will.

52:10Florian Freistetter In Tirol bin ich am 20. Februar im Komma in Wörgl, da kenne ich den Kartenstand nicht, Also da kann es noch was geben, aber schaut dahin, wenn ihr das wissen wollt. Die werden euch sagen, ob es noch Karten gibt oder nicht. Das wäre auch der einzige Termin in Tirol. Also wer jetzt denkt, ich warte, bis ich nach Innsbruck komme, nein, da komme ich vorerst nicht hin.

52:29Florian Freistetter Irgendwann sicherlich nochmal, aber aktuell Tirol muss man nach Wörgl gehen, was ja nicht so schlimm ist, weil das Koma in Wörgl ist eine recht nette Location. Am 26. Februar bin ich mit Schenning-Geschichten live in Oberwaltersdorf in Niederösterreich. Da habe ich gesehen, da kriegt man auch ein Abendessen, wenn man da hinkommt.

52:44Florian Freistetter Also ihr müsst nicht mal hungrig hingehen. Also ihr könnt hungrig hingehen, aber ihr müsst nicht hungrig weggehen, weil da dürft ihr Abend essen, bevor ich dann euch was über Sterne erzähle dort. Das ist in Oberwaltersdorf, ein Stück südlich von Wien und dann enden die Österreich-Termine vorerst im Posthof in Linz am 28.

53:03Florian Freistetter Februar. Da ist auch schon fast voll, da habe ich gerade geschaut, da sind es noch so 15 Karten, die noch ungefähr zu kriegen sind. Und wer sich denkt, ja, aber ich wollte eigentlich nach Wien kommen und Wien ist schon ausverkauft. Es wird auch einen zweiten Termin in Wien geben und zwar im Juni. Und dieser Termin im Juni wird stattfinden am 3.

53:21Florian Freistetter Juni gibt es nochmal eine Vorstellung in der Kulisse. Das heißt für alle, die jetzt in Wien die Show verpasst haben, weil es schon ausverkauft war, ihr könnt euch Tickets für den Juni kaufen, da mache ich das Ganze noch einmal. Alle Termine gibt es unter sternengeschichten.live, da steht noch die Termine drin, die ich im Herbst in Deutschland absolvieren werde.

53:40Martin Puntigam Wenn man in Österreich keine Lust hat, sich die Sternengeschichten anzuschauen, dann kann man sich das in Deutschland anschauen. Oder wenn man gerne weiterfahren möchte, wenn man eh zum Beispiel in Linz wohnt, aber sich denkt, das schaue ich mir lieber in München an oder in Berlin oder wo immer das dann sein wird.

53:55Florian Freistetter Nicht in München und nicht in Berlin. Da war ich schon eher im Norden, Westen und Osten von Deutschland. Ich glaube, in Fürth bin ich einmal, was ein bisschen, ja zumindest das gleiche Bundesland ist wie München.

54:05Martin Puntigam Das neue Buch des Science Busters gibt es jetzt auch schon eine Zeit lang und es heißt wie?

54:09Florian Freistetter Aus. Die Wissenschaft vom Ende ist im Hansa Verlag erschienen. Es gibt auch ein Hörbuch von Ralf Kaspers vorgelesen, illustriert. Das Buch, nicht das Hörbuch, vom Büro Alba. Also nicht nur schöne Stimmen, schöne Wissenschaft, sondern auch schöne Bilder.

54:24Martin Puntigam Wie immer, wenn der Hansa Verlag und die Science Busters ein Buch herausgeben und dazu gibt's In aller Regel auch eine neue Show. Oder umgekehrt jedenfalls kommen die beiden normalerweise gemeinsam auf die Welt. Die neue Show Weltuntergang für Fortgeschrittene gibt es auch schon seit Mitte Oktober. Er freut sich bester Gesundheit und macht seinen Eltern viel Freude.

54:47Martin Puntigam Martin Moda, du, Florian und ich stehen gemeinsam auf der Bühne. Du bist wieder kulinarisch tätig und machst Bananenbrot auf der Bühne, weil dort die Apokalypse wohnt und am Ende gibt es auch noch zwei Universums. Untergangsschokoladen, wie schon öfter angepriesen, was man aber nicht oft genug machen kann, weil sie wirklich sehr köstlich sind.

55:07Martin Puntigam Zwei Universumsuntergangsschokoladen Big Rip und Big Crunch gemeinsam mit der Schokoladenfirma Zotter hergestellt. Die kann man dann auch verkosten am Ende der Show und der möchte auch die eine oder andere Tafel mit nach Hause nehmen für seine Lieben oder sich vornehmend für die Lieben mit nach Hause zu nehmen und dann selber zu essen, was, wie mir referiert worden ist, von einigen Menschen gar nicht so selten passiert.

55:32Florian Freistetter Genau und die Schokolade und alles andere gibt es bei unseren Vorstellungen, die stattfinden werden das nächste Mal am 22. Januar im Stadtsaal Wien. Dort treten wir auch am 7. März und 5. April auf. Außerhalb von Wien sind wir am 24. Januar entschwächert, was nur ein Stückchen außerhalb von Wien ist, aber immer außerhalb von Wien.

55:51Florian Freistetter Im Theaterforum sind wir da. Am 25. Januar sind wir gleich wieder zurück in Wien und zwar im Orpheum. Am 21. Februar sind wir in der Kulturgarage Seestadt, am 22. Februar in der Kulisse Wien, am 17. März in der Burg Perchtholzdorf, am 9.4. In Weidhofen an der Ips und am 10.4. in Graz. Und dann gehen wir nach Deutschland und zwar am 23.03.

56:17Florian Freistetter Nach Berlin zu den Wühlmäusen, am 26.03. In die Schauburg Dresden, am 27.03. in den Kupfersaal Leipzig und am 28.03. Sind wir in der Puffbohne Erfurt.

56:27Martin Puntigam Und bevor wir das erste Mal in der Seestadt in Wien auftreten, gibt es auch noch eine Buchpräsentation mit dir und mir in der Buchhandlung Seeseiten am 23.Jänner ab 19 Uhr. Genau, Science Passters for Kids. Also für alle unsere Besucher, Besucherinnen, die in zehn Jahren dann selber den Eintritt bezahlen müssen, aber jetzt noch von den Großeltern und Eltern und anderen Verwandten bezahlt bekommen. Science vs.

56:55Martin Puntigam 4 Kids spielen Martin Moder und ich auch einige Male, nicht selten dann, wenn es am Abend noch die Weltuntergangs-Show gibt. Vorbereiten kann man sich darauf, wenn man möchte, digital in der ORF Kids App. Da gibt es die Show filetiert in 10 Minuten Folgen, aber man kann es natürlich auch dann zum Nachholen, als Stundenwiederholung verwenden und sich von der Show überraschen lassen, die das nächste Mal am 25.

57:20Martin Puntigam Jänner im Orpheum Wien stattfindet. Dort ist allerdings schon ausverkauft. Dann am 21. Februar eben in der Kulturgarage in der Seestadt. Tags darauf am 22. Februar in der Kulisse Wien, auch da ist es schon voll. Dann am 7. März im Stadtsaal Wien, am 20. März in Bruno am Gebirge. Am 9. April in Weidhofen an der Ips und am 10.

57:44Martin Puntigam April spielen wir in der Liesthalle in Graz auf.

57:49Florian Freistetter Ja, die Glückskatze, dein Soloprogramm von dir, das du in den letzten Jahren gespielt hast. Die Glückskatze ist tot. Die gibt es nicht mehr. Das hast du zu Ende gespielt. Das gibt es nicht mehr, aber du hast ein neues Solokabarettprogramm vorbereitet, das am 10. November 2026 Premiere haben wird im Theatercafé Graz. Der Titel lautet der Heilige Puntigam und wer wissen will, was der Heilige Puntigam getrieben hat, kann dahin gehen, 10. November in Graz oder am 17.

58:18Florian Freistetter November Kabarett Niedermeier in Wien. Und jede Menge andere Karten und Infos gibt es unter puntigam.at für die ScienceBusters. Findet man alles unter sciencebusters.at slash Termine oder bei mir sterlingeschichten.live.

58:33Martin Puntigam Und einen Abend mit ScienceBusters Beteiligung, ohne dass du oder ich dabei sind, gibt es auch noch. Nämlich am 20. Februar gibt es noch einmal das Duo-Programm von Martin Moda und Florian Aigner. Der Urknall war ein Irrtum, auch in der Kulisse Wien. Wie immer am Ende, danke an die TU Wien und die Uni Graz, die die Produktion des Podcasts unterstützen.

58:53Martin Puntigam Danke an Florian Freistädter für die erhellenden Proto- und Hauptauskünfte. Danke fürs Streamen, Downloaden, Abonnieren, Bewerten, Empfehlen, Säulen schöpfen, verklumpen, verdichten, Linien ziehen und was man sonst noch alles mit einem Podcast anstellen kann. Bis zur nächsten und vermutlich vorläufig letzten Sternstunde der Science Pass, das nehme ich Nummer auf 5.

59:13Martin Puntigam Tschüss und habe die Ehre.

59:15Florian Freistetter Tschüss.

1:00:39Sounds Sternengeschichten Folge 634 Die Säulen der Schöpfung. Säulen der Schöpfung, das klingt ein bisschen nach Religion und tatsächlich stammt der Begriff auch aus einer Predigt, die der britische Pastor Charles Haddon Spurgeon im Jahr 1857 gehalten hat. Ich will in dieser Folge aber nicht über Religion reden, sondern natürlich von Astronomie.

1:01:05Sounds Als Säulen der Schöpfung oder auf Englisch als die Pillars of Creation wird einerseits ein astronomisches Bild bezeichnet und andererseits auch das Objekt, das auf dem Bild zu sehen ist. Und ich bin mir ziemlich sicher, dass ihr dieses Bild alle schon mal gesehen habt. Es ist eines der bekanntesten astronomischen Bilder, das weit über die reine Wissenschaft hinaus populär geworden ist.

1:01:30Sounds Ihr könnt gerne den Podcast kurz pausieren und nachschauen, wie die Säulen der Schöpfung aussehen und dann werdet ihr wahrscheinlich sofort sagen, ach ja, das Ding. Also, um was geht's? Die Säulen der Schöpfung sind ca. 7000 Lichtjahre weit von der Erde entfernt und befinden sich im Adlernebel. Das ist ein sogenannter Emissionsnebel, also eine große Wolke aus Gas zwischen den Sternen, die vom Licht der Sterne zum Leuchten angeregt wird.

1:01:59Sounds Und es gibt dort deswegen Sterne, deren Licht die Wolke zum Leuchten anregen kann, weil solche Wolken genau die Orte sind, wo aus dem interstellaren Gas neue Sterne entstehen. Der Adlernebel ist ungefähr 20 Lichtjährig groß und die Sterne, die dort leuchten, sind vergleichsweise jung, nur ein paar hunderttausend Jahre alt.

1:02:18Sounds Den Adlernebel kennt man seit 1745, der Schweizer Astronom Jean-Philippe de Cheseau hat ihn damals beobachtet. Unabhängig von ihm hat ihn auch der französische Astronom Charles Messier als Objekt Nummer 16 in seinem berühmten Messier-Katalog aufgenommen, weswegen der Adlernebel auch die Bezeichnung M16 trägt.

1:02:40Sounds Von den Säulen der Schöpfung hat man damals aber noch nichts gewusst. Den ersten Hinweis darauf hat der amerikanische Astronom John Charles Duncan gefunden, als er den Adlernebel im Jahr 1920 beobachtet und dabei seltsame dunkle Strukturen entdeckt hat. Weil die so komisch schlauchartig ausgesehen haben, hat man sie Elefantenrüssel genannt.

1:03:03Sounds Wirklich im Detail hat man die aber erst sehen können, als im Jahr 1995 das Hubble-Weltraumteleskop diese Region im Weltall fotografiert hat. Und dann war die Astronomie und der Rest der Welt wirklich enorm beeindruckt, was da zu sehen war. Ich mache es aber ein bisschen spannend und wir schauen uns jetzt erstmal an, wie das Bild zustande gekommen ist. Verantwortlich für diese Aufnahme waren die amerikanischen Astronomen Jeff Hester und Paul S.

1:03:31Sounds Cohen und das, was das Weltraumtöleskub zur Erde geschickt hat, war auf den ersten Blick nicht sonderlich beeindruckend. So ein schwarzer Blob vor einem grau-schwarzen Hintergrund mit jeder Menge weißer Kratzer überall am Bild verteilt. Aber so ist es in der Astronomie immer. Die Rohdaten, die man bei einer Beobachtung bekommt, die schauen selten so beeindruckend aus wie die Bilder, die man daraus erstellen kann.

1:03:55Sounds Diese ganzen Kratzer zum Beispiel, das sind die Spuren, die die kosmische Strahlung aus dem All auf den Detektoren eines Teleskops hinterlässt, die kann man aber leicht durch entsprechende Bildbearbeitung entfernen. Und dann hat man einen schwarzen Blob ohne Kratzer und der ist deswegen schwarz, weil die digitalen Kameras ja keine Farben aufnehmen können.

1:04:15Sounds Die messen einfach nur die Intensität der Strahlung und fertig. Wenn man Farben haben will, dann muss man sich ein bisschen mehr anstrengen. Schauen wir dafür nochmal zurück zum Adlernebel. Ich habe zu Beginn gesagt, dass das eine Gaswolke ist, die zum Leuchten angeregt wird. Im Detail funktioniert das so.

1:04:32Sounds Bestimmte Atome, zum Beispiel Sauerstoff, können angeregt werden, wenn das Sternenlicht der Umgebung genug Energie auf sie überträgt. Und solche angeregten Atome geben die Energie aber schnell wieder ab, und zwar in Form von Licht bei einer ganz konkreten Wellenlänge, die sich je nach Art des Atoms unterscheidet.

1:04:51Sounds Deswegen leuchten diese Emissionsnebel auch so bunt. Jede Art von Atomen, die sich dort befinden, die senden ihr eigenes Licht aus. Bei der Beobachtung kann man jetzt bestimmte Filter verwenden, die nur Licht mit der Wellenlänge eines dieser Atome durchlassen und das dann später farblich darstellen. Im Fall des Hubble-Teleskops und des Adlernebels hat man drei unterschiedliche Filter verwendet.

1:05:13Sounds Einer hat das Licht der Wasserstoffatome durchgelassen, einer das von Schwefelatomen und einer das von Sauerstoff. Und entsprechend der Farben dieses Lichts hat man das Wasserstoffbild in Grüntönen, das Schwefelbild in rötlicher Farbe und das Sauerstoffbild in Blau eingefärbt und alle drei zu einem einzigen Bild kombiniert.

1:05:33Sounds So ist das fertige Bild der Säulen der Schöpfung entstanden und ich sage der Vollständigkeit halber noch dazu, warum auf diesem Bild die obere rechte Ecke komplett schwarz ist. Das liegt daran, dass man nur drei der vier Kameras von Hubble verwendet hat, weil eine mit einer zu geringen Auflösung gearbeitet hat.

1:05:50Sounds So, jetzt haben wir ein fertiges Bild. Darauf zu sehen ist ein Weltraum, der grün-bläulich leuchtet mit ein paar rötlich scheinenden Sternen. Dominiert wird das Bild aber von drei dunklen Säulen, die sich dramatisch in die Höhe recken. An ihren Rändern leuchten sie hell, dazwischen sind sie rot-braun bis tiefschwarz.

1:06:11Sounds Ihre Form ist komplex, die höchste Säule, ganz links im Bild, die türmt sich aus unterschiedlichen Wolken hoch nach oben und hat jede Menge fingerartiger Auswüchse an ihren Seiten. Die Säule in der Mitte, die hat viel glattere Konturen, ist aber auch viel dunkler und die kleinste Säule, ganz rechts, die scheint sich irgendwie am unteren Ende aufzulösen, als würde sie gerade dabei sein, ins Weltall hinaus zu fliegen.

1:06:35Sounds Das sind die Säulen der Schöpfung. Und dieser Name klingt nicht nur viel schöner als Elefantenrüssel, sondern ist auch gar nicht so übertrieben. Was man dort sieht, ist tatsächlich Schöpfung. Dort entstehen neue Sterne. Das hat man auch vorher schon gewusst, aber die Säulen der Schöpfung, die haben diesen Prozess in einem Detailreichtum gezeigt, den man bis dahin nicht gekannt hat.

1:06:57Sounds Die Säulen sind einige Lichtjahre lang, die erheben sich wie Stalaktiten in einer Höhle aus dichten Wolken, die vor allem aus Wasserstoff entstehen. Und der Wasserstoff in ihnen ist dort dicht genug, damit sich daraus neue Sterne bilden können. Auch das war bekannt. Was man in den Säulen der Schöpfung aber erstmals gesehen hat, waren...

1:07:20Sounds Dunstende gasförmige Globulen, auf Englisch Evaparating Gaseous Globals, abgekürzt EGGs oder Eggs. Und vermutlich hat es irgendwer lustig gefunden, dass da Eggs, also Eier im Adlernebel sind, aber wir gehen jetzt nicht weiter auf den Humor oder den Mangel davon in der Wissenschaft ein. Diese Eggs, die kann man sich als sehr dichte Taschen aus Wasserstoffgas vorstellen.

1:07:47Sounds Darin entstehen Sterne, aber wir kriegen davon nicht viel mit, weil wir nicht durch das Gas und den Staub hindurch schauen können. Wenn jetzt aber in der Nähe junge und heiße Sterne existieren, dann schicken die auch sehr viel energiereiche Ultraviolettstrahlung ins All. Die kann das Gas der Ex quasi verdampfen.

1:08:07Sounds Das nennt man Fotoevaporation. Anders gesagt, die Strahlung heizt das Gas auf. Die Teilchen bewegen sich schneller als vorher und strömen von den Säulen hinaus ins All. Übrig bleibt nur der innerste Kern der Ecks, die dichtesten Regionen aus Gas, in deren Zentrum die Sterne dabei sind, gerade zu entstehen.

1:08:27Sounds Schaut man sich die Säulen der Schöpfung ganz genau an, dann sieht man jede Menge dieser Ecks. Manche davon befinden sich an den Spitzen der aus den Säulen hinauswachsenden kleinen fingerartigen Strukturen. Manche haben sich schon abgelöst und schweben neben den Säulen im All. Diese Stadien der Sternentwicklung hat man noch nie so detailliert vorher beobachten können. Und es ist ein wichtiges Stadium.

1:08:50Sounds Je mehr Gas durch die UV-Strahlung evaporiert wird, desto weniger kann davon zur Sternentstehung beitragen. Oder anders gesagt, je schneller die Ecks vom Rest der Gaswolken in den Säulen getrennt werden, desto weniger Masse können sie haben. Aber woher wissen wir eigentlich, dass da so viel UV-Strahlung ist?

1:09:10Sounds Dafür ist der Schwefel gut. Ich habe vorhin gesagt, dass das Bild mit Filtern gemacht worden ist, die das Licht von Wasserstoff, Sauerstoff und Schwefelatomen durchlassen. Und der Schwefel scheint da irgendwie nicht ins Bild zu passen. Wasserstoff ist klar. Das ist der Hauptbestandteil der interstellaren Wolken, der Hauptbestandteil der Sterne, eigentlich der Hauptbestandteil des ganzen Universums.

1:09:31Sounds Natürlich ist er auch dort zu finden. Sauerstoff ist auch noch nachvollziehbar. Dieses Element wird im Inneren von Sternen durch Kernfusion erzeugt und nach ihrem Ende überall im All verteilt. Aber auch wenn wir das so nicht auf dem Schirm haben, gilt das auch für den Schwefel. Auch der wird überall im All verteilt, in kleineren Mengen, aber er ist da und Schwefel kann in der Astronomie als Hinweis, als Indikator für UV-Strahlung verwendet werden.

1:09:58Sounds Die sehr starke UV-Strahlung junger Sterne, die kann den Schwefel auf ganz charakteristische Art anregen, was Licht mit einer ganz charakteristischen Wellenlänge verursacht. Und darum sieht man die Sterne, die sich auf dem Bild der Säulen der Schöpfung befinden, die auch rötlich leuchten. Aber das Schwefellicht ist vor allem wichtig, wenn man die Fotoevaporation nachvollziehen will.

1:10:22Sounds Überall dort, wo viel UV-Strahlung auf die Gaswolken trifft, trifft sie auch auf den Schwefel, der dort ist, und der fängt an, auf seine typische Weise zu leuchten. Und wenn man dieses Licht gezielt beobachtet, kann man herausfinden, wie intensiv die UV-Strahlung an bestimmten Orten dieser Wolke wirklich ist und wie effektiv das Gas der Säulen dadurch verdampft wird.

1:10:44Sounds Die Säulen der Schöpfung sind also nicht nur Orte, wo wir direkt bei der Entstehung von etwas Neuem zuschauen können. Die Säulen lösen sich auch auf. Die Fotoevaporation geht immer weiter. Das Gas kann auch durch Supernova-Explosionen in der Umgebung regelrecht weggepustet werden, was den Vorgang noch beschleunigt.

1:11:03Sounds Und im Jahr 2007 hat man einige Hinweise gefunden, dass das vielleicht sogar schon passiert ist dort. Diese Beobachtungen sind aber umstritten. nicht umstritten ist, dass die Säulen der Schöpfung verschwinden werden. Das kann ein paar hunderttausend Jahre dauern oder ein paar hunderttausend Jahre mehr, aber auch nicht recht viel länger, was aber immer noch genug Zeit für uns ist, die Säulen der Schöpfung zu erforschen.

1:11:27Sounds Dem ersten Bild aus dem Jahr 1995 sind natürlich noch weitere gefolgt. Das Hubble-Teleskop selbst hat mit seiner später verbesserten Optik im Jahr 2015 nochmal hingeschaut und das neuere James-Webb-Weltraumteloskop hat im Jahr 2022 ein Bild aufgenommen, das noch sehr viel mehr Details zeigt. Jedes Bild ist auf seine eigene Art wissenschaftlich wertvoll und wunderschön.

1:11:53Sounds Die Säulen der Schöpfung sind das beste Beispiel dafür, wie sich Astronomie und Ästhetik, Physik und Philosophie, Sterne und Spiritualität verbinden. Die Erkenntnisse der Naturwissenschaft treffen dort auf die Erhabenheit des Universums. Die Säulen der Schöpfung berühren uns alle.