Wohin die toten Sterne kommen - SBP123

0:00Martin Puntigam Ausgabe 123 des Science Busters Podcasts. Heute fünfter und letzter Teil der Sternstunden der Science Busters. Und heute reißt der Stern einen Stern.

0:10Florian Freistetter Muss nicht sein, aber wenn's passiert, dann kracht's gewaltig.

0:36Martin Puntigam Herzlich willkommen zur Ausgabe 123 des Science Masters Podcasts, wie immer produziert mit Unterstützung der Uni Graz und der TU Wien. Mein Name ist Martin Puntigam und mir gegenüber sitzt heute wieder Sternfachkraft und Astronom Florian Freistädter. Hallo.

0:52Florian Freistetter Hallo.

0:53Martin Puntigam In der letzten Ausgabe 122, wie aus einem Loch im Himmel ein Stern werden kann, haben wir unter anderem darüber gesprochen, wie Wilhelm und Karoline Herrschler einmal nichts gesehen haben, was eine Dunkelwolke ist, warum Bart Bock Bock auf die Säulen der Schöpfung hatte, dass Molekülwolken nicht homogen sind, was Clouds, Clumps und Chores mit Sternen zu tun haben, wann eine Wolke kollabiert, warum es sich bei einem ersten Kern handelt, wie sich ein Protostern von seinen Vorfahren abhebt, wie lecker ein Hot Corino ist, was für veränderlichen Sternen zu verdanken haben, wie schnell die Kernfusion in die Gänge kommt und was dort ist, wo nichts ist.

1:37Martin Puntigam Nach vier Ausgaben über Werden und Sein von Sternen widmen wir uns heute ihrem Vergehen. Bevor wir dazu kommen, letzte Woche war Österreich Premiere deiner Show Sternengeschichten live. Wie war es?

1:49Florian Freistetter Sie wird hervorragend gewesen sein, davon gehe ich fix aus, denn wir nehmen auf, bevor sie stattfindet, aber die Folge wird veröffentlicht, nachdem sie stattgefunden hat. Und wenn ich das extrapoliere, was ich bisher bei den Sternengeschichten-Live-Shows in Deutschland erlebt habe, dann gehe ich davon aus, dass es auch in Österreich wunderbar gewesen sein wird, weil so unterschiedlich Deutschland und Österreich sind.

2:10Florian Freistetter Die Shows sollten gleichermaßen funktionieren. Ich gehe nicht davon aus, dass Österreich wesentlich mehr über Astronomie weiß und sich deswegen langweilt, wenn ich meine Show mache. Und ich gehe auch nicht davon aus, dass Österreicher und Österreicherinnen wesentlich unfreundlicher sind als die Menschen in Deutschland.

2:24Florian Freistetter Also ich gehe davon aus, dass sie auch nett gewesen sein werden. Also es wird eine wunderbare Show gewesen sein.

2:29Martin Puntigam Am 29. Jänner, die Leute, die dort waren, wissen mehr als wir jetzt, die wir schon davor aufnehmen. Und das nächste Mal in der Kulisse in Wien wird sein, am 3. Juni. Deine Schuhe hat gerade zumindest Österreich Premiere gehabt. In Deutschland war sie schon zu sehen, wie du gesagt hast. Wir kommen heute aber zur Ternière von Sternen.

2:49Martin Puntigam Wenn ein Stern am Ende ist, macht das dann wie Elefanten, fliegt auf den Sternenfriedhof und stirbt. Und sterben Sterne eigentlich immer auf dieselbe Weise?

2:59Florian Freistetter Nein und nein. Sterne sterben auf sehr komplexe Art und Weise. Das ist der Unterschied zu dem, was wir in der letzten Folge besprochen haben. Da ging es ja um die Entstehung von Sternen und das war jetzt auch nicht unkompliziert, aber zumindest gab es mehr oder weniger nur eine Art, einen Weg, wie ein Stern zum Stern werden kann oder wie halt ein Gasklumpen sich entwickelt, dass er auf der Hauptreihe steht.

3:21Florian Freistetter Landet, da wo die Sterne ihr Leben verbringen. Solange sie Sterne sind, das Ende der Sterne ist jetzt komplizierter, weil was ein Stern am Ende des Lebens macht, das hängt davon ab, wie schwer er ist und schwer sein kann ein Stern ja auf unterschiedliche Art und Weise.

3:38Martin Puntigam Ist das eigentlich von Anfang an festgelegt, wie schwer er wird oder kann sich da während des Sternenlebens noch was ergeben und auf einmal ist er dann deutlich größer oder kleiner?

3:46Florian Freistetter Nein, also das ist im Prinzip festgelegt von der Gaswolke, aus der er entstanden Die bestimmt die Masse, die der Stern später haben wird und damit auch die Position auf der Hauptreihe. Und alle, die jetzt nicht genau mehr wissen, was eine Hauptreihe ist, bitte hier eine Stundenwiederholung, noch einmal die Folge vom letzten Mal und vom vorletzten Mal anhören.

4:04Florian Freistetter Weil die Hauptreihe und das Herzsprung-Rassel-Diagramm wird auch jetzt wieder eine Rolle spielen. Also das Diagramm, wo man die Temperatur und die Helligkeit der Sterne einträgt. Und da ein Stern eben eine fixe Masse hat, wenn er auf die Hauptreihe kommt, hat er auch eine fixe Position auf der Hauptreihe.

4:21Florian Freistetter Weil die Masse im Wesentlichen bestimmt, wie die Kernfusion im Inneren abläuft, damit die Temperatur und die Kernfusion bestimmt, wie hell der Stern ist und damit auch die Helligkeit. Das heißt, es bleibt eigentlich fix. Natürlich kann immer irgendwas passieren, dass sich das ändert. Aber das sind wirklich Spezialfälle, die man wieder in einer eigenen Folge behandeln müsste. Aber wir haben ja gesagt, heute ist aus.

4:41Martin Puntigam Fürs erste Mal aus, aber wir können ja noch was nachlegen.

4:44Florian Freistetter Also es gibt zum Beispiel die blauen Nachzügler, das ist der Fall, wo Sterne miteinander verschmelzen, dann ändert sich was dramatisch in Helligkeit und Größe, aber solange ein Stern auf der Hauptreihe ist, also ein normaler Stern ist und Wasserstoff zu Helium fusioniert, tut sich da jetzt nicht viel.

5:01Florian Freistetter Also auch da stimmt wieder nicht, in Wahrheit tut sich sehr, sehr viel, aber auch das ist wieder ein Thema für eine andere Folge. Aber das ist der Grund, warum wir sagen, der Stern ist auf der Hauptreihe. Das ist da, wo er ist, wo er sich nicht bewegt, dort bleibt das stehen auf seiner Position, an seinem Punkt in dieser Linie, die in diesem Herzsprung-Rassel-Diagramm verläuft, da sitzt der Stern und erst wenn sich da wieder was tut, dann eben wird es interessant, weil dann haben wir die Spätstadien der Sternentwicklung, wie das offiziell heißt, was wir heute besprechen, dann tut sich wieder was und das ist dann der Weg zum Tod, wenn man so will.

5:33Florian Freistetter Also da ändern sich wieder Helligkeit, Größe und so weiter und je nachdem, wie sie das tun, stirbt Ende einen unterschiedlichen Tod.

5:41Martin Puntigam Also es sind quasi die goldenen Jahre der Sterne oder schon danach?

5:44Florian Freistetter Nein, nein, das sind jetzt hier die goldenen Jahre. Also das, wo wir normalerweise sagen, das ist ein Stern, das ist die Zeit auf der Hauptreihe, wo der Stern nichts anderes tut, als in seinem Kern Wasserstoff zu Helium zu fusionieren. Und solange er das tut, bleibt alles halbwegs stabil. Helligkeit bleibt halbwegs stabil, Temperatur bleibt halbwegs stabil und damit die Position im Herzsprung-Rassel-Diagramm bleibt stabil. Wie lange er dort bleiben kann, das hängt eben von der Masse ab.

6:10Florian Freistetter Stern wie unsere Sonne bleibt ungefähr 10 Milliarden Jahre auf der Hauptreihe. Wenn ein Stern weniger Masse hat, dann brennt er oder fusioniert er vereinfacht gesagt weniger heftig, dann kann er ein bisschen länger leben, dann teilt er sich seinen Brennstoff ein bisschen besser ein. Also Sterne, die weniger Masse haben als die Sonne, die können tatsächlich bis zu einigen Billionen Jahren fusionieren und auf der Hauptreihe bleiben.

6:33Florian Freistetter Und Sterne, die viel mehr Masse haben, die schaffen dann entsprechend weniger. Die brennen deutlich heißer, die haben deutlich heftigere Kernfusionen und sind deutlich schneller durch mit ihrem Kernfusionswasserstoffprozess. Und die können teilweise in den extremen Fällen nur weniger als eine Million Jahre auf der Hauptreihe verbringen.

6:52Martin Puntigam So kurz, ganz riesige Sterne können nur, also das ist ja in astronomischen Zeiträumen gesprochen, ist das ja quasi ein Wimpernschlag.

6:59Florian Freistetter Genau, die allergrößten Sterne existieren fast gar nicht. Also die sind wirklich nur ganz kurz da und da noch gleich wieder weg. Darum gibt es auch so wenig große Sterne. Also die Sterne, so wie unsere Sonne, ich habe die Zahlen jetzt nicht exakt im Kopf, aber sonnenähnliche Sterne haben wir ungefähr nur 6-7% sind sonnenähnliche Sterne im Universum.

7:18Florian Freistetter Und die roten Zwerge, also die Sterne mit weniger Masse als die Sonne, die eben so ein paar Billionen Jahre existieren können, die machen die überwiegende Mehrheit aus. Das sind fast zwei Drittel aller Sterne, wenn ich es jetzt richtig im Kopf habe, größenordnungsmäßig ungefähr. Das heißt, die wirklich massereichsten Sterne, die sind zwar sehr interessant und beeindruckend, aber halt, ja.

7:38Florian Freistetter Die spielen, was die Gesamtzahl angeht, kaum eine Rolle bei den Sternen.

7:44Martin Puntigam Und wo wollen wir denn anfangen? Wenn ein kleiner Stern zu Ende geht oder ein großer Stern oder generell?

7:48Florian Freistetter Wir fangen mal mit der Sonne an. Die ist so ein gutes Beispiel. Wir schauen uns an, was passiert, wie die Sonne ihr Leben beendet und schauen am Ende noch kurz auf die größeren Sterne. Und die ganz kleinen Sterne, die kann man ignorieren, weil, wie gesagt, die brennen nochmal ein paar Milliarden, Millionen Jahre weiter und dann, die kühlen einfach nur ab, vereinfacht gesagt. Die hören immer auf zu fusionieren und dann ist es zu Ende.

8:09Florian Freistetter Ist auch nicht ganz richtig, aber interessant sind die sonnenähnlichen Sterne und die Sterne mit größerer Masse.

8:14Martin Puntigam Und die ganz kleinen, die glühen eh noch, wenn wir das nächste Mal die blauen Nackt-Zügler behandeln.

8:19Florian Freistetter Ganz genau. Also wir nehmen die Sonne als Beispiel, beziehungsweise wir nehmen die Sonne als Beispiel für alle Sterne, die ungefähr so eine halbe Sonnenmasse bis ungefähr acht Sonnenmassen haben. Für die, grob gesagt, gilt das, was ich jetzt erkläre. Und wir fangen noch im Normalzustand an, denn im Kern der Sonne wird Wasserstoff zu Helium fusioniert.

8:37Florian Freistetter Das ist der normale Zustand, wie ein Stern eben sein Leben größtenteils verbringt. Aber irgendwann geht dem Stern der Wasserstoff aus im Kern. Und normalerweise, wenn man jetzt die wie übliche kurze Wissenschaftskommunikationsversion nimmt, würde man sagen, der Wasserstoff geht aus, der Stern fällt in sich zusammen, deswegen wird es in den Trenn heißer, darum kann er Helium fusionieren.

8:57Florian Freistetter Und Helium fusionieren, da kommt mehr Temperatur. und deswegen dehnt er sich stärker aus und wird größer. Das ist so die Kurzversion, die nicht massiv falsch ist, aber wir wollen es ja diesmal ausführlicher machen. Genauso wie wir es letztes Mal auch ausführlicher gemacht haben, als wir erklärt haben, dass da nicht einfach nur die Wolke zusammenfällt und dann ist ein Stern da.

9:16Florian Freistetter Also, was passiert, wenn der Wasserstoff im Kern langsam zur Neige geht? Zuerst einmal findet weniger Kernfusion statt, das heißt es wird weniger Energie erzeugt, weniger Strahlung erzeugt und dann drückt weniger Strahlung von innen nach außen. Das heißt die Gravitationskraft, die ja will, dass die Masse in sich zusammenfällt, die kann jetzt anfangen den Kern des Sterns zu komprimieren.

9:39Florian Freistetter Das heißt, der Kern des Sterns wird dichter. Die Dichte steigt und die Temperatur steigt im Kern. Das heißt, durch diesen Temperaturanstieg werden die äußeren Schichten, die äußeren Gasschichten um den Kern herum aufgeheizt. Und um den Kern herum, da ist ja noch jede Menge Wasserstoff. Wir haben ja die Fusion nur im Kern des Sterns und nur im Kern des Sterns ist uns der Wasserstoff ausgegangen.

10:01Florian Freistetter Aber jetzt wird durch den dichteren, heißeren Kern auch die Wasserstoffschichten außerhalb des Kerns so heiß, dass auch da fusioniert werden kann. Das heißt, wir haben jetzt nicht mehr Wasserstofffusion im Kern, sondern wir haben Wasserstofffusion in einer Schale um den Kern herum. Und das ist interessant, weil dieses Schalenbrennen, diese Wasserstoffschale, die erzeugt mehr Temperatur als vorher der Kern.

10:29Florian Freistetter Weil der Heliumkern, den wir jetzt haben, der ist kompakter als vorher. Der hat sich ja verdichtet. Und der kann mit seiner größeren Dichte und seiner stärkeren Anziehungskraft eben auch die Schichten draußen stärker anziehen. Das heißt, der Druck und die Temperatur in dieser Wasserstoffschale um den Kern herum, die ist höher als vorher.

10:49Florian Freistetter Deswegen ist auch die Fusion heftiger, erzeugt mehr Energie und wir kriegen jetzt mehr Strahlungsdruck aus der Wasserstoffschale nach außen, als wir vorher vom Kern bekommen haben. Und das heißt, der Stern bläht sich jetzt auf.

11:04Martin Puntigam Also die Gravitation glaubt, sie hat schon gewonnen, aber in Wirklichkeit geht sie in die Gegenrichtung viel stärker weiter.

11:09Florian Freistetter Die Gravitation hat zuerst gewonnen, aber dann eben sorgt der Effekt der stärkeren Gravitation dafür, dass die Temperatur und die Fusion stärker werden und mehr Strahlung nach außen dringt als vorher. Das heißt, der Stern bläht sich auf, der Stern wird größer. Das heißt, er wird größer und seine Oberfläche wird kühler, weil mehr Oberfläche da ist als vorher.

11:30Florian Freistetter Das heißt, die gesamte Strahlung muss sich auf mehr Oberfläche verteilen. Das heißt, von außen wird er kühler und kühler heißt immer röter. Das heißt, kühler. Kühleres Licht ist rötlicher. Das heißt, wir haben einen Stern, der erstens größer wird und dadurch heller als vorher, weil er größer ist. Und er wird rötlicher als vorher, weil die Temperatur an der Oberfläche sinkt.

11:52Florian Freistetter Also einen großen rötlichen Stern, einen roten Riesen. Das heißt, das ist das Erste, was passiert. Die Sonne wird zu einem roten Riesen. Und wenn wir uns das im Herzsprung-Rassel-Diagramm anschauen würden. Dann würden wir sehen, dass die Sonne jetzt sich von ihrer Position auf der Hauptreihe wegbewegt.

12:10Florian Freistetter Nochmal zur Erinnerung, im Herzsprung-Rassel-Diagramm haben wir die Temperatur auf der x-Achse und die Helligkeit auf der y-Achse aufgetragen. Und wenn die Sonne jetzt kühler wird, bewegt sie sich nach rechts, weil da kühle Temperaturen rechts sind. Und heller heißt, sie bewegt sich nach oben im Herzsprung-Rassel-Diagramm, weil die hohen Helligkeiten oben sind.

12:31Florian Freistetter Und die Sonne bewegt sich also von der Hauptreihe nach rechts oben. Sie folgt einer Linie, die von ihrer Position an der Hauptreihe nach rechts oben abzweigt. Und diese Linie, die nennt man deswegen auch den roten Riesenast, weil das eben die Linie ist, die so wie ein Ast von der Hauptreihe abzweigt und in der sich die Sterne entlang bewegen, die zu roten Riesen werden.

12:53Martin Puntigam Also ein bisschen wie beim Grenzübergang, wo die LKWs auf eine eigene Spur abgeleitet werden.

12:57Florian Freistetter Ja, wenn man so will, dann kann man sich das so vorstellen. Und in dieser roten Riesenphase, da bleibt die Sonne noch ein Stück lang. Also die bleibt da ungefähr eine Milliarde Jahre. Ist sie ein roter Riese und am Ende wird sie sich ungefähr bis zum 200-fachen ihres jetzigen Radios ausgedehnt haben.

13:14Florian Freistetter Das ist ungefähr bis zur Erdbahn ran. Also wird schon deutlich größer geworden sein.

13:19Martin Puntigam Also schon ganz schön viel.

13:20Florian Freistetter Genau. Und was halt dazwischen liegt, sowas wie Merkur oder Venus, die haben halt Pech gehabt in der Zeit. Aber was heißt Pech gehabt?

13:26Martin Puntigam Die schmelzen oder die stürzen in die Sonne rein und verdampfen? Die Gravitation wird ja nicht schwerer. Was passiert denn mit dem Planeten?

13:37Florian Freistetter Naja, also schmelzen werden es erstmal nicht. So einfach ist es nicht. Aber du kannst dir halt vorstellen, du hast da einen Planeten und dieser Planet wird sich dann irgendwann in den äußeren Schichten der ausgedehnten Sonne bewegen. Und das hat, wenn man es vereinfacht sagen will, so den Effekt, wie wenn es da dauernd auf einen Kercher drauf hält auf dem Planeten.

13:56Florian Freistetter Das heißt, es werden halt einfach die Atmosphären abgetragen, es werden die oberen Schichten abgetragen, es gibt natürlich auch entsprechende Aufheizung, das schon ist aber nicht so, dass der jetzt flüssig werden wird, aber der wird dadurch Energie verlieren, wird ein bisschen näher an den Kern der Sonne gelangen, es werden Gezeitenkräfte wirken und irgendwann hat es das Zeug dann zerbröselt und dann ist nicht mehr viel da von dem Planeten.

14:18Martin Puntigam Also eigentlich das, was auch mit den Bergen im Rahmen der Erosion passiert, oder?

14:22Florian Freistetter Ja, es ist ein völlig anderer Prozess, aber im Wesentlichen schon. Also der Planet wird aufgelöst, kommt immer darauf an, was für ein Planet das ist. Also wenn wir jetzt zum Beispiel da, wo die Venus ist, einen Jupiter hätten, dann wird wahrscheinlich nur die ganzen Gasschichten des Jupiters durch diese Ausdehnung des Sterns entfernt.

14:43Florian Freistetter Und der Kern des Jupiters, der könnte dann übrig bleiben und wird dann halt irgendwie ja auch schon wie so ein Merkurplanet oder sowas. Aber auch wieder, das ist wieder eine eigene Folge, was passiert mit den Planeten.

14:53Martin Puntigam Wir reden über Sterne.

14:56Florian Freistetter Also wir haben jetzt die Sonne am roten Riesenast. Was jetzt passiert, ist interessant. Das ist eine Phase, die wird meistens immer ausgelassen, wenn man so populärwissenschaftlich über die entsprechenden Sternentwicklungen spricht. Denn jetzt schauen wir, wie geht es weiter? Also wir haben immer noch einen Kern aus Helium, wo nicht viel passiert.

15:15Florian Freistetter Da ist noch keine großartige Fusion drinnen. Das, was fusioniert, ist die Wasserstoffschale um den Kern herum. Aber auch da geht irgendwann mal der Wasserstoff aus. Und was ist mit dem Wasserstoff passiert? Der ist zu Helium geworden und das Helium ist jetzt auch Teil des Kerns. Das heißt, wir haben einen größeren Heliumkern als vorher.

15:33Florian Freistetter Und der größere Heliumkern, der macht natürlich das, was der kleinere Heliumkern vorher auch gemacht hat. Nämlich wieder mehr Temperatur. Und jetzt kann die nächst äußere Wasserstoffschicht aufgeheizt werden und die Fusion fängt an. Und das Spiel geht so weiter. Ja, auch die macht wieder Helium. Das kommt zu dem alten Heliumkern dazu und so weiter.

15:53Florian Freistetter Und irgendwann ist der Heliumkern so groß geworden und so dicht geworden, dass die Temperatur dort tatsächlich so groß wird, dass endlich auch mal das Helium fusionieren kann. Das heißt, dann sind auch die Heliumatome schnell genug, um miteinander fusionieren zu können. Und jetzt haben wir einen Stern, der quasi doppelt funktioniert.

16:12Florian Freistetter Es fusioniert Helium im Kern und es fusioniert Wasserstoff in einer Schale um den Kern herum. Das heißt, wir haben einen Doppelantrieb für den Stern und das hat Konsequenzen, die nicht unbedingt intuitiv sind, aber wichtig sind, wenn wir verstehen wollen, was passiert. Weil jetzt, was jetzt passiert, das ist eine stabilere Phase als vorher.

16:34Florian Freistetter Weil wir haben jetzt einen Kern, der nicht einfach nur noch passiv rumliegt, sondern einen Kern, der Energie erzeugt, der selbst Energie erzeugt, weil das Helium fusioniert. Das heißt, der Kern selbst hat jetzt eine Quelle, die gegen die Gravitation wirkt. Vorher ist der Heliumkern unter seiner eigenen Gravitationskraft einfach immer dichter und dichter und dichter geworden. Jetzt erzeugt er selbst Energie.

16:55Florian Freistetter Und diese Energie, diese Strahlung, sorgt dafür, dass der Kern nicht mehr so stark kontrahiert. Und die Kontraktion des Kerns, die Vasia, die dafür gesorgt hat, dass die Wasserstoffschichten weit da außen aufgeheizt worden sind. Weil der Kern jetzt aber selbst Energie erzeugt, werden die Wasserstoffschalen weiter draußen nicht mehr so stark aufgeheizt.

17:14Florian Freistetter Das ist das Erste. Und vorher, das Zweite, vorher ist Energie nur aus einer dünnen Schale gekommen. Das heißt, diese eine Wasserstoffschale, die fusioniert hat, da ist die Energie rausgekommen für den ganzen Stern und es war sehr, sehr viel Energie. Jetzt haben wir eine deutlich gleichmäßigere, kompaktere Zone, wo die Energie erzeugt wird, nämlich den Kern plus die Schale drumherum und der Strahlungsfluss insgesamt im Stern wird gleichmäßiger.

17:44Florian Freistetter Das heißt, die Energie verteilt sich neu. Wir haben ein neues Gleichgewicht im Stern und dieses neue Gleichgewicht im Stern aus Strahlung und Gravitation sorgt dafür, dass der Stern sich nicht mehr ausdehnt oder nicht mehr extrem. Vielleicht dehnt er sich noch ein bisschen aus oder je nachdem, hängt wieder von der Masse des Sterns ab, je nachdem kann er sich sogar wieder zusammenziehen, er kann wieder schrumpfen.

18:06Florian Freistetter Das heißt, der Stern bleibt jetzt entweder gleich groß oder schrumpft und er wird wieder heißer, weil er ja mehr Energie erzeugt als vorher, weil wir jetzt wieder Kern und Schale haben. Das heißt, in dieser Phase ist der Stern wieder in einem anderen Zustand. Der Stern ist jetzt kein roter Riese mehr, sondern etwas anderes.

18:23Florian Freistetter Und im Herzsprung-Rassel-Diagramm sehen wir das wieder. Was macht er jetzt? Der Stern, also die Sonne, hat sich zuvor von der Hauptreihe nach rechts oben bewegt, am roten Riesenast lang. Jetzt aber haben wir keine Helligkeitsänderung mehr, weil sich die Größe ja nicht mehr ändert. Aber wir haben einen Temperaturanstieg, weil er heißer geworden ist.

18:42Florian Freistetter Das heißt, jetzt bewegt sich die Sonne nach links im Diagramm, aber nicht nach oben und unten. Das heißt, sie ist nach rechts oben und jetzt biegt sie nach links ab, bleibt aber dabei horizontal. Und deswegen nennt man diesen Ast den Horizontalast. und die Sonne ist halt in ihrer Horizontalastphase oder Red Clump Phase, da gibt es verschiedene Begriffe, wie sie dort heißt.

19:06Florian Freistetter Aber jetzt ist sie eben kein klassischer roter Riese mehr.

19:09Martin Puntigam Und jetzt ist sie eigentlich so stabil, wie sie momentan ist, aber halt viel größer?

19:14Florian Freistetter Sie ist, ja, sie ist schon ein bisschen größer. Jetzt nicht mehr, die Sonne wird schrumpfen ein bisschen. Die Sonne wird so dann in der Phase, naja, was wird die da sein, so 10, 20 Sonnenradien, also wird wieder deutlich geschrumpft sein als vorher. Vorher war sie eben so 100, 200 Sonnenradien groß, jetzt ist sie nur noch 10, 20 groß.

19:32Florian Freistetter Also sie wird geschrumpft sein und wie gesagt, sie bleibt auch weniger lang auf diesem Ast. Also am roten Riesenast war sie eine Milliarde Jahre ungefähr. Auf diesem Horizontalast wird sie ungefähr 100 Millionen Jahre verbringen. Also da bleibt sie nicht so lang, weil das kann sie ja nur machen, das ist alles, was ich gerade beschrieben habe, solange im Kern noch Helium ist.

19:54Florian Freistetter Weil wenn das Helium im Kern ausgeht, dann kann sie diesen stabilen Zustand nicht mehr halten. Und das geht halt schneller aus, das Helium, weil halt ja deutlich weniger davon da war, als vorher vom Wasserstoff. Das heißt, nach 100 Millionen Jahren ist diese Phase am Horizontalast vorbei. Und dann wird es interessant, dann geht es im Wesentlichen so weiter wie vorher.

20:15Florian Freistetter Also bei dieser Fusion von Helium, da ist Kohlenstoff entstanden und Sauerstoff. Der liegt halt jetzt im Kern rum und macht nichts mehr. Und wir haben dasselbe wie ganz am Anfang. Wir haben einen Kern, wo nicht mehr viel fusioniert wird, wo die Strahlung nach außen wegfällt, geringer wird. Das heißt, dieser neue Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff, der komprimiert, wird dichter, erzeugt mehr Temperatur für die Schichten außen.

20:41Florian Freistetter Das heißt, wir haben jetzt eine Heliumschicht um den Kern rundherum, die von vorher übrig geblieben ist, von der Wasserstofffusion. Die Heliumschicht, diese Heliumschale wird aufgeheizt. Das heißt, wir haben jetzt eine Schale, wo Helium fusioniert wird und obendrüber eine Schale, wo immer noch Wasserstoff fusioniert wird. Das geht immer noch.

20:59Florian Freistetter Das heißt, wir haben jetzt zwei Schalen mit unterschiedlichen Kernfusionsreaktionen und das führt wieder zu einem anderen Gleichgewicht, führt wieder dazu, dass der Stern sich erneut aufbläht und, so wie vorher, die Oberfläche wieder kühler wird. Das heißt, der macht quasi dasselbe, was er vorher gemacht hat, als er am roten Riesenast war, nur jetzt ist er ja durch den Horizontalast ein Stück weiter rüber im Hernsprungdiagramm.

21:23Florian Freistetter Das heißt, der Stern, die Sonne, geht jetzt wieder nach rechts oben entlang einer Linie, die parallel zum roten Riesenast verläuft und die nennt man deswegen den asymptotischen Riesenast. Obwohl es mathematisch nicht korrekt ist, weil bei einer Asymptote müsste er sich ja annähern. Tut aber nichts, sondern läuft einfach nebenbei her.

21:42Martin Puntigam Also das wäre eigentlich der parallele Riesenast.

21:44Florian Freistetter Wenn man das so sagen würde, ja, aber das hat halt die Astronomie nicht gemacht. Und ein Stern in dieser Phase hat den schönen, schönen nichtssagenden Namen oder missverständlichen Namen AGB-Stern. Weil das AGB steht für Asymptotic Giant Branch, also Englisch für asymptotischer Riesenast. Und die Sterne in dieser Entwicklungsphase, das sind eben die AGB-Sterne.

22:07Martin Puntigam Und er wird nach rechts oben geht er deshalb, weil er wieder größer wird.

22:12Florian Freistetter Genau, er wird wieder größer, dadurch wird er heller und er wird kühler, weil die Oberfläche wieder kühler wird, weil er größer wird. Und kühler heißt rechts und heller heißt rauf. Und da wird er deutlich größer als vorher. Die Sonne wird dann wieder sich ausdehnen und über den ursprünglichen Bereich ausdehnen.

22:31Florian Freistetter Das heißt, die kann dann am Ende vielleicht sogar fast ihren 500-fachen heutigen Radius erreichen, also so bis zur Marsbahn ungefähr kommen. Aber auch das, das geht noch schneller als vorher, weil ja natürlich noch weniger von dem ganzen Fusionszeug da ist. Das heißt, als AGB-Stern verbringt die Sonne nur irgendwas so 10, 20 Millionen Jahre ungefähr.

22:51Martin Puntigam Bevor der Mars kaputt ist, wird sie wieder kleiner?

22:54Florian Freistetter Naja, wir nähern uns jetzt schon bald dem Ende. Also noch das, was ich jetzt alles erzählt habe, irgendwie roter Riese, Horizontalast, Algebe-Sterne, das zählt man in der Astronomie immer noch zum Stern. Wir reden immer noch von Sternen. Aber wir sind bald an dem Punkt angelangt, wo dann... Der Stern aufhört, ein Stern zu sein, sondern was anderes. Noch sind wir beim Stern.

23:15Florian Freistetter Und diese AGB-Phase, die ist zwar kurz, aber sehr, sehr wichtig für viele, viele andere Bereiche in der Astronomie. Weil in dieser AGB-Phase wird der Stern enorm groß. Also wirklich sehr, sehr groß. Und die äußeren Schichten, die kühlen sehr, sehr stark ab. Also wenn der Stern, die AGB-Sonne bis zur Marsbahn reicht, kann ich jetzt tatsächlich ich so aus dem Kopf nicht sagen, müsste man nachschauen, recherchieren, aber ich würde mal vermuten, dass dem Mars jetzt nicht dramatisch viel passiert, weil das, was da noch ist von der Sonne, so weit außen wahrscheinlich extrem dünn ist, das Material, die Schichten, dann auch sehr, sehr stark abgekühlt.

23:56Florian Freistetter Also traue ich mir jetzt nicht sagen, ob der Mars das, überlebt oder ob er auch noch drauf geht.

24:01Martin Puntigam Aber die Aussicht wird anders.

24:02Florian Freistetter Die Aussicht wird anders, wenn es noch jemanden gibt, der da schauen kann. Aber die äußeren Schichten kühlen stark ab und das ist wichtig, weil in diesen kühlen äußeren Schichten, da sind ja auch jede Menge Atome drinnen, die sich jetzt miteinander verbinden können. Das heißt, wir erzeugen in den äußeren Schichten eines AGB-Sterns Moleküle, komplexere Moleküle.

24:21Florian Freistetter Das ist das, was wir so in der Astronomie als Staub bezeichnen. Also größere Brocken. und Brocken meint halt alles, was größer als so ein paar Atome sind. Die können in den äußeren Schichten von AGB-Sternen erzeugt werden. Und diese größeren Brocken, dieser Staub, der kann stark von der Strahlung des Sterns beeinflusst werden.

24:41Florian Freistetter Also der ist groß genug, dass der Strahlungsdruck, der Lichtdruck des Sterns den quasi beschleunigen, wegblasen kann. Und dieser Staub, der zieht das Gas mit sich. Das bedeutet, der Stern in dieser Phase verliert enorm viel von seinen äußeren Schichten. Das nennt man so die Superwindphase, weil wirklich der Stern durch sich selbst da entleibt, wenn man so will.

25:03Florian Freistetter Also der schmeißt seine äußeren Schichten Stück für Stück hinaus, stößt seine Hülle ab. Und diese Hülle, die wird mit enormer Geschwindigkeit hinaus ins All gestoßen und verteilt sich dort rund um den ursprünglichen Stern rundherum. Das heißt, wir haben jetzt eine Situation, wo wir weit weg im All so sich bewegende unterschiedliche Gasschichten haben, die ursprünglich mal Teil des Sterns waren und in der Mitte irgendwann den freigelegten heißen Kern des Sterns, wo dann auch eben nach diesen 10, 20 Millionen Jahren, die so ein AGB-Stern existiert, wo dann auch keine Fusion mehr stattfindet.

25:41Martin Puntigam Das heißt, rundherum diese Gashülle, das bläst nahezu gesamt weg?

25:46Florian Freistetter Genau, und es bleibt der heiße Kern übrig und diesem heißen Kern gibt es keine Fusion mehr. Das heißt, der ist immer noch sehr, sehr heiß und der bleibt auch sehr, sehr lange heiß und erzeugt sehr viel Strahlung. Und diese Strahlung des heißen Kerns trifft dann irgendwann die abgestoßenen Gasschichten und regt die an zu leuchten.

26:04Florian Freistetter Das heißt, wir bekommen dann diese wunderschönen leuchtenden Gasfilamente, Gaswolken, die man auf vielen Bildern sehen kann und die den leider auch irreführenden Namen planetarische Nebel haben. Weil, wie man die das erste Mal gesehen hat, hat man gedacht, das hat irgendwas mit Planeten zu tun. Die haben in den frühen Teleskopen so planetenartig ausgeschaut, weil man es nicht gescheit auflösen konnte.

26:24Florian Freistetter Und in der Astronomie, wenn wir mal was irgendwie genannt haben, dann bleibt doch so, auch wenn wir feststellen, das ist ja Blödsinn. Also hat überhaupt nichts mit Planeten zu tun, das Ganze. Aber es heißt planetarischer Nebel. Und ich kann alle gern auffordern, im Internet nach Bildern von planetarischen Nebeln zu suchen.

26:39Florian Freistetter Das schaut wirklich sehr, sehr schön aus, weil die halt ja die ganzen unterschiedlichen chemischen Elemente, die in diesen Nebeln drin sind, die alle bei den Fusionsreaktionen erzeugt worden sind. Die leuchten natürlich alle in unterschiedlichen Farben. Das heißt. Die schauen wirklich schön aus und die werden auch nicht komplett symmetrisch abgestoßen und die verformen sich dann diesen Gasschichten, während sie sich mit hunderten, tausenden Kilometern pro Sekunde durchs All bewegen und beeinflussen einander.

27:04Florian Freistetter Das sind wirklich wunderschöne Bilder, die da erzeugt werden. Und diese planetarischen Nebel, die existieren aber auch nur ganz kurz. Also die existieren ein paar Tausend, paar Zehntausend Jahre lang vielleicht, weil natürlich irgendwann verflüchtigen sich diese Gasschichten, sind zu weit weg, um von dem heißen Kern noch aufgeheizt zu werden.

27:20Florian Freistetter Und dann ist das ganze schöne bunte Gas weg. Es bleibt nur noch dieser heiße Kern übrig. Der kühlt ab, wird zu einem weißen Zwerg, also einem Objekt, das ungefähr so groß wie die Erde ist und ja den Rest seines Lebens nichts mehr macht, als abzukühlen. Und damit sind wir jetzt entstanden. Für diese Art der Sterne am Ende angekommen, beziehungsweise eigentlich hat das Sternenleben schon als planetarischer Nebel geändert.

27:47Florian Freistetter Also das, was wir in der Astronomie Stern nennen, das hört bei AGB-Sternen auf und danach sind wir schon bei den Spätstadien, also planetarischer Nebel, weißer Zwerg. Das bezeichnen wir nicht mehr als Stern.

27:57Martin Puntigam Aber wenn es einen weißen Zwerg noch gibt, dann kann man zwar sagen, es ist kein Stern mehr, aber es ist ja immer noch was da, was man weißer Zwerg nennt. Wie geht es da mit dem weißen Zwerg weiter?

28:06Florian Freistetter Der tut nichts, der bleibt da und kühlt ab die nächsten paar Billionen Jahre.

28:11Martin Puntigam Aber wenn er abgekühlt ist, dann?

28:13Florian Freistetter Das ist ein schwarzer Zwerg.

28:14Martin Puntigam Okay, und wenn ich mich richtig erinnere, so alt ist das Universum noch nicht, dass es so etwas jemals gegeben hat.

28:20Florian Freistetter Genau, das dauert noch sehr, sehr lange. Natürlich kann andere Sachen passieren, wenn wir Doppelsternsysteme haben zum Beispiel. Dann kann so ein weißer Zwerg, wenn da noch ein anderer Stern dabei ist, dann können die sich unterschiedlich entwickeln. Dann kann der eine Stern ein weißer Zwerg werden, während der andere vielleicht noch ein roter Rieser ist und sich weiter ausdehnt. und dann kann Material von dem roten Riesen zum weißen Zwerg gelangen, dann setzen dort wieder Kernfusionsreaktionen ein und so weiter.

28:41Florian Freistetter Dann kriegen wir wieder spezielle Arten von Sternen, Supernova, Explosionen. Aber das sind, wie gesagt, alles wieder andere Spezialfälle für Folge 7 oder 8 der Sternengeschichte.

28:52Martin Puntigam Ja, das ist ja gar nicht so selten. Doppelsterne machen ja, glaube ich, sogar die Mehrheit der Sternensysteme aus.

28:57Florian Freistetter Ist das, was wir aktuell vermuten, dass das so ist. Aber nur weil es ein Doppelsternsystem ist, heißt das nicht, dass die so nah beieinander sein müssen. Also Doppelsternsystem kann auch heißen, wir haben einen Stern wie die Sonne und einen Stern, der, keine Ahnung, hundertmal weiter weg ist, als der Neptun bei uns weiter weg ist. Ist immer noch ein Doppelsternsystem.

29:15Florian Freistetter Also diese Sache, die ich gerade erzählt habe, weißer Zwerg, roter Riese beeinflussen sich. Da müssen die halt wirklich extrem enge Doppelsterne sein. Also kann passieren, muss aber nicht. Ja, oder es kann ja noch keine Ahnung, in Sternhaufen können weiße Zwerge kollidieren. Also es gibt schon noch Dinge, die an einem weißen Zwerg passieren können, um seinen Zustand zu ändern. Aber, Jetzt die Standard, das Standardende ist weißer Zwerg und dann ist aus.

29:38Martin Puntigam Soweit ich mich erinnere, im Buch, das Universum ist eine Scheißgegend, haben wir mal eine Zeit lang darüber geschrieben.

29:43Florian Freistetter Genau, das kann gut sein, weil das sind Ereignisse, die das Universum zu einer Scheißgegend machen, weil es sehr energiehochenergetisch ist, was da alles passiert. Und das war tatsächlich noch der harmlosere Fall. Ich habe gesagt, das, was ich jetzt gerade erzählt habe, diese Entwicklung, roter Riese, horizontaler Ast, AGB-Stern, trainitarischer Nebel, weißer Zwerg, das gilt so für sonnenähnliche Sterne, also halbe Sonnenmasse bis acht Sonnenmassen.

30:06Florian Freistetter Wenn wir Sterne mit noch mehr Masse haben, naja, dann wird es anders.

30:12Martin Puntigam Aber anders heißt es gewalttätiger oder vielfältiger oder unberechenbarer?

30:17Florian Freistetter Ja, alles mehr oder weniger. Also zuerst ist im Prinzip dasselbe. Also wir schauen uns jetzt Sterne an, die haben mehr Masse als so eine Massen, die ich gerade gesagt habe. Zuerst läuft das im Prinzip genauso ab, wie ich es gerade erzählt habe, nur halt Ärger. Also wir haben immer noch das, ja, wir haben immer, weil die Masse.

30:35Martin Puntigam Aber Ärger ist jetzt volkstümlich ausgedrückt und nicht irgendein alter astronomischer Begriff, den man halt gefunden hat und der geblieben ist.

30:42Florian Freistetter Nicht, dass ich wüsste, sondern volkstümlich. Aber das war das, was ich am Anfang gesagt habe. Je mehr Masse ein Stern hat, desto heftiger läuft in seinem Inneren alles ab, weil desto größer ist der Druck im Kern, desto größer sind die Temperaturen im Kern. Und das hat alles Auswirkungen auf das Ausmaß der Fusion.

30:58Florian Freistetter Das heißt, auch da läuft es mal so wie bisher eben nur Ärger. Wir haben schon wieder das Schalenbrennen des Wasserstoffs. Wenn der Wasserstoff im Kern ausgegangen ist, der Stern bläht sich auf, aber halt mehr als vorher. Das heißt, wir haben dann jetzt nicht rote Riesen, sondern das, was wir rote Überriesen nennen, also die halt noch größer sind, oder sogar blaue Überriesen, wenn die halt dann nicht ausreichend stark abkühlen, weil die wirklich so arg groß sind, dass sie halt auch, trotzdem sie eigentlich schon rote Überriesen sind, immer noch so heiß sind, dass sie halt nicht rot, sondern blau leuchten.

31:29Florian Freistetter Das sind dann die blauen Überriesen und da sind wir jetzt nicht so hundertmal so groß wie die Sonne in der Phase, sondern hundert bis tausendmal größer als die Sonne. Also die werden wirklich groß, die Dinger.

31:41Martin Puntigam Und wie ist das entstanden? Weil normalerweise sieht man ja große Dinge zuerst, dann hätten wir ja die Überriesen eigentlich als Riesen bezeichnet und die anderen als Unterriesen, aber warum sind die Überriesen, Überriesen und nicht nur Riesen?

31:53Florian Freistetter Naja, weil vermutlich das man nicht so genau beobachtet hat. Also das ist ja alles, was wir jetzt wissen, also wie man angefangen hat. Das haben wir, glaube ich, in der Folge über das Herzsprung-Rassel-Diagramm ein bisschen besprochen. Hat man gesehen, okay, es gibt rote Sterne, die leuchten rot und sind groß und Sterne, die leuchten rot und sind klein.

32:11Florian Freistetter Und dann hat man die Großen Riesen genannt und die Kleineren hat man Zwerge genannt. Und dann je mehr man verstanden hat, hat man gemerkt, okay, na, da gibt es noch andere. Und dann müssen wir die halt dann, ich glaube, Unterriese ist sogar etwas, was es gibt in der Astronomie. Ich habe jetzt die Leuchtkraftklassen nicht alle.

32:25Martin Puntigam Echt so wie mit dem alten Witz, ich bin nicht dick, sondern untergroß. Da gibt es ja Unterriesen in der Astronomie.

32:30Florian Freistetter Ja, ich glaube, die Sonne ist ein Unterriesen. Ich habe die Leuchtkraftklassen jetzt nicht vorbereitet und mein Internet erlaubt mir gerade nicht, doch es erlaubt mir jetzt. Ja, wirklich, also das ist die, machen wir einen kurzen Exkurs in die Leuchtkraftklassen. Ich habe die Spektralklassen erzählt in der Herzsprung-Rassel-Folge, wie man halt nach der Temperatur quasi die Sterne einteilt Und dann gibt es auch die Leuchtkraftklassen, wo man halt wirklich die Helligkeit bestimmt.

32:56Florian Freistetter Und unsere Sonne, die ist ein Zwerg. Das hatten wir ja auch, dass sonnenähnliche Sterne quasi Zwerge sind. Und Zwerge haben die Leuchtkraftklasse 5, ist wichtig. Sonne ist ein G2-5-Stern. G2 ist der Spektraltyp und 5 ist die Leuchtkraftklasse. Dann gibt es die Überriesen, die haben Leuchtkraftklasse 1. Dann gibt es mit zwei, das sind so helle Riesen, drei sind die normalen Riesen, vier sind die Unterriesen und fünf ist der Zwerg.

33:28Florian Freistetter Und sechs, tatsächlich ist der Unterzwerg, den gibt es auch noch.

33:32Martin Puntigam Das ist fast so ein bisschen wie, das ist der Daumen, der schüttelt die Pflaumen.

33:36Florian Freistetter Also wie gesagt, das sind halt, auf Deutsch klingt das alles ein bisschen bescheuert, also auf Englisch irgendwie Subdwarf und Subgiant, das ist ein bisschen stärker oder ist nicht ganz so.

33:48Martin Puntigam Naja, klingt genauso Märchen halt auf Englisch.

33:52Florian Freistetter Ja, eh, aber alle in der Wissenschaft reden Englisch und die paar Witze, die halt dann sich die Englisch-Muttersprachler dazu ausdenken, die ignorieren wir. Also für die meisten ist Sub-Dwarf weniger lustig als Unterzwerg.

34:03Martin Puntigam Okay.

34:04Florian Freistetter Ja, aber wie gesagt, das ist der Grund, warum wir rote oder blaue Überriesen sagen. Es gibt Hyperriesen auch noch, aber die lassen wir weg, weil wenn wir über Hyperriesen auch noch reden wollen, dann müssten wir auch über Gamma-Blitze reden und das ist wieder eine eigene Folge. So, also wir haben jetzt einen Stern, der das macht, was ich vorhin bei der Sonne erzählt habe.

34:22Florian Freistetter Er bläht sich auf, weil der Wasserstoff in einer Schale um den Kern herum brennt und er bläht sich stärker auf, ist ein roter Überriese. Das Schalenbrennen geht jetzt aber deutlich weiter bei diesen großen Sternen, weil wie stark oder wie lang ein Stern was fusionieren kann, hängt ja wie gesagt von der Masse ab.

34:39Florian Freistetter Je mehr Masse er hat, desto mehr Druck kann der Stern aufbauen über die Gravitation in seinem Kern. Und der Druck bestimmt, welche Temperatur dort herrscht die Temperatur bestimmt, was fusioniert werden kann. Bei der Sonne, wenn du dich erinnerst, haben wir aufgehört, als der Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff bestand und dann war das vorbei, weil die Sonne hat nicht genug Masse, um dann noch auf ihren Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern ausreichend viel Druck auszuüben, dass das auch noch fusioniert wird.

35:07Martin Puntigam Bei.

35:08Florian Freistetter Großen Sternen, massereichen Sternen, geht es. Da geht es weiter und dann haben wir wirklich so eine fast Zwiebelschale, sagt man auch in der Wissenschaft dazu. Wir haben dann einen Stern, da haben wir ganz außen Wasserstoff, der fusioniert in der Wasserstoffschale und drunter Helium, das fusioniert.

35:26Florian Freistetter Und drunter dann bei den großen Sternen Kohlenstoff, da haben wir eine Schale, wo Kohlenstoff fusioniert wird und Sauerstoff fusioniert wird noch drunter. Und ganz drunter noch eine Silizium Schale, also wo Silizium fusioniert wird. Und, Das passiert alles auf unterschiedlichen Zeitskalen. Also sowas wie Kohlenstoff und Sauerstoff kann ein Stern nur noch ein paar Jahre lang, Monate lang fusionieren, weil davon immer weniger da ist, von dem Zeug.

35:49Florian Freistetter Also je weiter wir die Fusionsprodukte in der Reihe gehen, desto weniger ist davon da. Und Silizium zum Beispiel, die Phase, in der die Siliziumschale fusioniert, die dauert nur Tage oder Stunden sogar.

36:01Martin Puntigam So kurz?

36:03Florian Freistetter Da ist der ganz schnell durch, weil erstens mal, die sind alle extrem heiß. Die fusionieren extrem schnell, weil es heiß ist und es ist halt sehr, sehr wenig davon da. Und deswegen ist das Silizium quasi sofort, sobald es da ist, gleich wieder weg fusioniert. Und was am Ende übrig bleibt, wie gesagt, das Wasserstoff fusioniert zu Helium, das Helium zu Kohlenstoff.

36:22Florian Freistetter Das heißt, die Produkte werden immer so runtergereicht durch die Schalen, wenn man es vereinfacht darstellt.

36:28Martin Puntigam Also wie beim Schokobohnen quasi.

36:30Florian Freistetter Ja, und was dann übrig bleibt am Ende aller Fusionsprodukte ist Eisen. Eisen, das ist das, was sich im Kern ansammelt. Und dieses Eisen, das kann selbst nicht mehr fusioniert werden. Weil Eisen hat von allen Atomen die stärkste Bindungsenergie und kann mit normaler Kernfusion nicht mehr umgewandelt werden, weil da bräuchte man mehr Energie, als rauskommt. Und das passiert halt nicht von selbst.

36:55Florian Freistetter Also wenn man mit Eisen irgendwas anstellen will, müsste man Energie reinstecken. Und das passiert in diesen Phasen des Sternenlebens nicht. Das heißt, wir haben jetzt einen Kern aus Eisen und außenrum halt die diversen Schalen, wo noch was fusioniert wird. Das Problem ist, dass eben das Eisen nicht mehr fusioniert wird.

37:13Florian Freistetter Das heißt, es kommt jetzt auch aus dem Kern keine Strahlung mehr raus, die den Kern stabil hält. Das heißt, der Eisenkern ist voll und ganz der Gravitationskraft ausgeliefert, gibt keine Strahlung mehr aus dem Kern, die der Gravitation was entgegensetzen könnte. Das, was es jetzt noch gibt, das hat nicht.

37:31Florian Freistetter Mit Quantenmechanik zu tun, nämlich das Einzige, was dem Eisenkern gegen diese ganze von außen drückende Masse noch hilft, ist etwas mit dem schönen Ausdruck Elektronenentartungsdruck.

37:46Martin Puntigam Aber ja, das ist ja blauer Nachzügler Elektronenentartungsdruck. Wenn man da nicht in der Naturwissenschaft unterwegs ist, wird es übel.

37:55Florian Freistetter Naja, es ist halt nur, nur weil ein paar Trotteln ein Wort verwendet haben, heißt es nicht, dass man es jetzt nicht mehr in wissenschaftlichen Begriffen verwenden kann. Und ich glaube, wir hatten die Worte schon, bevor es die Nazis hatten. Also können wir sie auch weiterverwenden. Entartung ist etwas, was eben mit den Zuständen der Elektronen in einem Atom zu tun hat.

38:19Florian Freistetter Und ich werde das jetzt nur kurz erklären und nicht in die Tiefe gehen, weil Quantenmechanik, das müssen wir wieder eine eigene Folge darüber machen, über die Quantenzustände im Inneren von Sternen. Also dieser Entartungsdruck hat damit zu tun, dass es in der Quantenmechanik ein Prinzip gibt, das Pauli-Prinzip, nach dem Wissenschaftler Wolfgang Pauli, das besagt, zwei Elektronen können nicht denselben Quantenzustand haben.

38:43Florian Freistetter Also die können, wenn du dir, mach mal ein ganz unwissenschaftliches Bild, stell dir vor, dass das Atom ist ein Hotel mit lauter Zimmern und die sind in unterschiedlichen Stockwerken und dieses Pauli-Prinzip sagt, es können nie zwei Elektronen im selben Zimmer leben. Geht nicht. Wenn ein Zimmer voll ist, dann kannst du jetzt nicht sagen, da leg dich noch dazu. Geht nicht. Also es ist nicht erlaubt.

39:04Martin Puntigam Funktioniert nicht. Die müssen unterschiedlichen Spins haben.

39:07Florian Freistetter Ja, halt einfach Quantenzustand und es gibt halt verschiedene Arten, wie den Quantenzustand haben kann. Spin ist eins davon. Also zwei Elektronen können ja nicht denselben Quantenzustand haben. Jetzt drückst du aber die Materie zusammen. Die Gravitation drückt ja auf diesen Eisenkern. In diesem Bild mit dem Hotel wäre der Druck quasi immer mehr Gäste, die reinkommen ins Hotel.

39:28Florian Freistetter Die können aber nicht alle in die Zimmer im Erdgeschoss. Das geht nicht, weil da ist schon wer drin. Das heißt, die müssen zwangsläufig, weil das Pauli-Prinzip gilt, die müssen trotzdem die Zimmer in den oberen Stockwerken nehmen. Oder gesagt jetzt wieder für die Atome, die Elektronen müssen... Egal, wie stark von draußen gedrückt wird, die müssen trotzdem höhere Energiezustände besetzen.

39:54Florian Freistetter Können nicht alle im Zustand mit niedrigster Energie sein? Obwohl sie das alle gern wollen würden, dürfen sie nicht. Und weil die halt trotzdem immer höhere Energiezustände besetzen müssen, erzeugt das einen Gegendruck. Weil das Pauli-Prinzip die Elektronen in den Atomhüllen zwingt, eine höhere Energie zu haben, erzeugt das eine Art von Gegendruck, der den Eisenkern vorerst noch stabil hält.

40:19Martin Puntigam Echt der Druck ist so groß, dass er das mit der Gravitation aufnehmen kann?

40:24Florian Freistetter Ja, natürlich, es ist halt nicht erlaubt. Die können das halt nicht. Das ist halt Naturgesetz. Die kannst nicht das Elektron-Normand das hinkriegen. Also der Stern sagt.

40:32Martin Puntigam Die würde ich gern, aber der Pauli hat gesagt, die darf nicht.

40:34Florian Freistetter Genau. Aber trotzdem geht das nicht ewig weiter, weil es kommt ja immer noch Masse zum Kern dazu. Draußen wird ja noch fusioniert und da kommt immer weiter was dazu. Die Masse des Kerns wächst und wächst und wächst. Und irgendwann kann quasi dieser Entartungsdruck nicht mehr schnell genug wirken gegen die Gravitation.

40:55Florian Freistetter Der wirkt schon noch, aber die Gravitation, jetzt bin ich sehr vereinfacht und unphysikalisch erklärt, die Gravitation drückt so schnell, dass der Entartungsdruck nicht mehr rechtzeitig dagegen drücken kann. Wenn man das jetzt im Detail erklären wollen würde, müsste man mit Relativitätstheorie auch noch anfangen, weil das hat mit der relativen Geschwindigkeit von Elektronen zu tun.

41:13Florian Freistetter Aber auf jeden Fall, der Entartungsdruck kommt nimmer nach, wenn die Masse des Kerns groß genug wird und die Grenze liegt bei ungefähr 1,4 Sonnenmassen. Das ist, wer schon mal gehört hat, das berühmte Chandrasekhar-Limit. Also sobald die Kernmasse 1,4 Sonnenmassen übersteigt, kann auch der Entartungsdruck nicht mehr helfen.

41:34Florian Freistetter Dann gibt es kein stabiles Gleichgemicht mehr und das, was dann passiert, nennt man den Kernkollaps, weil der Kern halt jetzt kollabiert. Und dieser Kernkollaps, der geht schnell. Das sind Sekundenbruchteile, in denen es da abläuft. Also sobald diese Grenzmasse überschritten ist, macht es klapp und der Kern kollabiert.

41:54Martin Puntigam Das heißt, noch schneller als das Silizium verschwindet, ist der Kern jetzt verschwunden?

41:58Florian Freistetter In Sekundenbruchteilen geht es. Er ist nicht verschwunden, aber er wandelt sich jetzt um. Also das, was jetzt passiert, wir sind jetzt auf Zeitskalen von wirklich Sekunden. Vorher, als wir bei den sonnenähnlichen Sternen geredet haben, waren die mal von roter Riese zu Horizontalast oder AGB-Ast gehen.

42:15Florian Freistetter Das waren halt alles so langsame Prozesse, die sich in Millionenjahren durchführen. Spielen. Alles, was ich jetzt erzähle, das passiert in Sekundenbruchteilen. Also der Kern kollabiert. Wir haben jetzt Protonen und Elektronen, also die Protonen im Atomkern und die Elektronen in der Hülle, die jetzt nicht mehr anders können, als einander nahe zu kommen, weil eben der Entartungsdruck nicht mehr nachkommt. Die reagieren miteinander.

42:39Florian Freistetter Das nennt man den inversen Beta-Zerfall. Da wirkt die schwache Kernkraft. Ist auch jetzt alles nicht wichtig, um das zu verstehen. Aber Protonen und Elektronen führen Kernreaktionen miteinander aus und wandeln sich um zu Neutronen und Neutrinos. Es werden bei diesen Kernreaktionen Neutronen und Neutrinos erzeugt und Energie natürlich auch, wird auch frei.

43:02Florian Freistetter Das heißt, der Kern wird jetzt neutronisiert. Also was vorher halt Eisen war. Materie aus Protonen, Neutronen und Elektronen, ist jetzt nur noch Neutronen. Der Kern wird neutronisiert und die Hülle, also das ganze Zeug außen im Stern, das fällt auf diesen neutronisierten Kern drauf. Es gibt natürlich eine Stoßwelle.

43:25Florian Freistetter Die sich aber noch nicht wirklich ausbreiten kann, weil der Kern ist zu dicht dafür. Wir sind jetzt wirklich dicht. Der Eisenkern war vorher schon dicht, aber jetzt haben wir die Protonen und die Elektronen aus der Atomhülle auch noch zusammengequetscht. Das heißt, der ist noch dichter als vorher und diese Stoßwelle, die kann sich nicht gescheit ausbreiten.

43:41Florian Freistetter Die verliert quasi Energie, weil sie im Eisenkern oder im neutronisierten Eisenkern feststeckt. Aber was wir noch haben, sind Neutrinos. Die ignoriert man gerne mal, weil Neutrinos sind Elementarteilchen, die fast keine Masse haben. Wir wissen nicht, wie groß ihre Masse ist. Wir wissen nur, dass sie so gering ist, dass wir sie bis jetzt noch nicht messen konnten.

44:01Florian Freistetter Also die ist so nahe an Null, dass wir sie noch nicht messen konnten. Wir wissen nur, dass sie nicht ganz Null sein kann. Also haben fast keine Masse. Neutrinos haben auch keine elektromagnetische Wechselwirkung. Das heißt, die reagieren nicht mit Licht, deswegen sind sie unsichtbar, also wir können sie nicht sehen.

44:17Florian Freistetter Neutrinos sind eigentlich das, was dunkle Materie ist. Wechsel wirkt nur über Gravitationskraft oder halt ein bisschen über die schwache Kernkraft, aber ansonsten nicht. Deswegen ist aus Sicht von Neutrinos auch das ganze Universum quasi durchsichtig.

44:32Martin Puntigam Wir ignorieren sie ja deshalb, weil sie uns auch ignorieren.

44:35Florian Freistetter Ja, wir müssen sie ignorieren, weil es gibt halt keine Wechselwirkung. Wenn wir mit der Welt wechselwirken, wenn ich irgendwie auf den Tisch klopfe, dann fühlt sich das so an, als würde meine Hand den Tisch berühren. Aber im Wesentlichen ist diese Berührung oder das, was ich spüre, spüre ich, weil die Elektronen in den Atomen meiner Hand mit den Elektronen in den Atomen des Tisches elektromagnetisch wechselwirken.

44:58Florian Freistetter Deswegen kann ich mit der Hand nicht einfach durch den Tisch durchhauen. Aber wenn ich ein Teilchen wäre, das nicht elektromagnetisch wechselwirkt, weil ich keine elektromagnetische Kraft spüren kann, dann gehe ich durch den Tisch durch, so als wäre er nicht da. Das heißt, die Neutrinoswechsel wirken so gut wie nie mit irgendwas.

45:16Florian Freistetter Deswegen neigt man dazu, sie ignorieren. Aber hier, jetzt in dieser Phase eines Sternendemens, sind die Neutrinos. Fundamentaler Bedeutung. Weil erstens haben wir wirklich sehr, sehr, sehr, sehr viele Neutrinos. Bei diesem Kernkollaps werden absurde Mengen an Neutrinos erzeugt und in diesen Neutrinos steckt fast die gesamte Energie, die frei geworden ist bei dem Kollaps.

45:40Florian Freistetter Die steckt in den Neutrinos, die Neutrinos durch ihre Bewegung, in der Bewegung der Neutrinos, in der Bewegungsenergie der Neutrinos steckt die Energie des Kernkollaps. 99 Prozent, fast alles. Und ich habe gesagt, Neutrinos wechselwirken nicht, aber sie wechselwirken schon ein bisschen, über die schwache Kernkraft und so.

45:57Florian Freistetter Also sie wechselwirken ein bisschen und sie können jetzt, weil es so viele sind und weil die Umgebung, in der sie sich aufhalten, so extrem ist, dieser extrem dichte Kern bei diesen extremen Temperaturen und den extremen Mengen an Neutrinos, deswegen können die Neutrinos, diese feststeckende Schockwelle wieder antreiben. Die heizen das wieder auf und treiben die Schockwelle an.

46:19Florian Freistetter Und das Material der Hülle des Sterns wird durch die Wucht der Neutrinos, vereinfacht gesagt, nach außen geschleudert. Auch in Sekundenbruchteilen. Und das ist das, was wir Supernova nennen. Also die Neutrinos, die beim Kernkollaps entstehen, die treiben die Explosion an, die wir als Supernova bezeichnen.

46:40Martin Puntigam Also das, was so schwach ist, dass wir es nicht einmal messen können und was nicht wechselwirkt, ist für die gewaltigste Explosion im Universum verantwortlich?

46:49Florian Freistetter Ja, mitverantwortlich, weil alles, was ich davor erzählt habe, ist natürlich auch verantwortlich. Aber ja, die Neutrinos sind die, die Supernova-Explosion antreiben. Ohne die Neutrinos würde diese Schockwelle aus dem Kern nicht so nach draußen kommen und der Stern wird nicht so zerfetzt werden, wie es tatsächlich wird.

47:06Florian Freistetter Und wir sind jetzt, das, was ich jetzt erzählt habe, Stoßfront wird von Neutrinos aufgeheizt und der Stern wird zur Supernova. Das hat ungefähr zwei Sekunden nach dem Kernkollaps stattgefunden. Also das geht wirklich schnell alles. Und dann ja, dauert schon noch ein bisschen, bis sich dann eben die ganze Energie, das ganze Licht, die ganze Strahlung aus dem Inneren nach außen bewegt und der Stern halt wirklich so hell leuchtet, weil so eine Supernova ist hell.

47:32Florian Freistetter Also diese Explosionsphase, da leuchtet ein Stern heller als alle Sterne einer Galaxie zusammen. Also ein Stern leuchtet in einem kurzen Moment so hell wie 100 oder 200 Milliarden Sterne gemeinsam. Und das macht der Stern dann so ein paar Stunden ungefähr, dann wird er langsam wieder ein bisschen dunkler.

47:52Florian Freistetter Aber dieses Nachleuchten, das kann passieren. Auch noch ein paar Monate dauern. Aber nach dieser Explosion, da ist dann alles weg. Alles, was noch übrig ist, ist eben dieser extrem verdichtete Kern. Und das kann wieder, je nach Masse, kann das eben ein Neutronenstern sein, also ein Objekt, das eben vor allem aus Neutronen besteht.

48:12Florian Freistetter Da ist dann tatsächlich, also da sieht man die Komprimierung. Also ich habe vorhin gesagt, der weiße Zwerg, der verdichtete Kern, der übrig bleibt, wenn die Sonne aufhört, ist ungefähr so groß wie die Erde. Ein Neutronenstern, also das, was übrig bleibt nach einer Supernova, ist ungefähr so groß wie eine Stadt.

48:30Florian Freistetter So 10, 20, 30 Kilometer Durchmesser. Also keine Ahnung, so groß wie Wien ungefähr. So hat sich ausgehen, denke ich ja. Also trotzdem, trotzdem hat der immer noch 1,4 Sonnenmassen, weil das war ja dieses Grenzgleichgewicht, wo der Kernkollaps einsetzt. Das heißt, wir haben mehr Masse als die Sonne komprimiert auf einem Volumen mit 10, 20 Kilometer Durchmesser.

48:52Martin Puntigam Das ist der feuchte Traum aller StadtplanerInnen, die gern verdichteten Wohnraum haben wollen.

48:58Florian Freistetter Naja, aber wie gesagt, das ist halt sehr verdichtet. Da müssen wir auch das Pauli-Prinzip verletzen dafür. Da brauchst du dann noch irgendwie spezielle Regelungen vom Nationalrat, dass das erlaubt ist. Also nein, das kann man nicht empfehlen. Oder wenn die Masse des übrigbleibenden Kerns noch größer ist, dann kann auch, das habe ich gesagt, das lassen wir jetzt aus, weil das ist wieder ein komplett anderes Thema.

49:21Florian Freistetter Da gehen wir jetzt schon von der Astronomie in die theoretische Physik rüber. Also der Neutronenstern natürlich hat dann auch wieder ein Gleichgewicht, weil jetzt vereinfachtlich gesagt, ja die Neutronen sitzen dicht an dicht und da gibt es wieder andere quantenmechanische Drücke, unter Anführungszeichen Drücke, die verhindern, dass die Neutronen unter ihrem eigenen Gewicht in sich kollabieren.

49:39Florian Freistetter Aber wenn die Masse zu groß wird, dann geht auch das nicht mehr. Dann werden auch die nicht mehr irgendwie am Kollaps gehindert und dann kollabiert es noch weiter und dann bleibt halt ein schwarzes Loch übrig. Das heißt, das ist das, was wir jetzt hier haben am Ende. Bei der Sonne hatten wir einen weißen Zwerg und davor planetarischen Nebel. Und hier haben wir Neutronenstern oder schwarzes Loch und davor Supernova. Das ist das Ende der großen Sterne.

50:15Martin Puntigam Und die Supernova, wenn sie so hell ist, von der Erde aus, wenn man eine Supernova sieht, die quasi das Firmament erhält, dann sieht man die nur ganz kurz, weil dann ist der Stern zu nahe, der explodiert ist?

50:30Florian Freistetter Ja und nein, das kommt aber darauf an. Also wir können schon mit freiem Auge eine Supernova sehen. Das passiert ja oder ist ja passiert. Kepler hat das gesehen, das war 1604, wenn ich es richtig im Kopf habe. Der hat die mit freiem Auge beobachtet und da kommt auch das Wort Nova her, weil Kepler sich damals gedacht hat, ah, der Stern war vorher nicht da, ist ein neuer Stern.

50:49Florian Freistetter Hat es Nova neu genannt und auch da wissen wir heute, Es ist das Gegenteil. Es ist ein Stern, der vorher schon da war, aber jetzt nicht mehr. Aber auch da haben wir es gelassen. Und mittlerweile haben wir auch das Wort Nova für etwas anderes verwendet. Nova ist allgemein ein Helligkeitsausbruch, der aus anderen Gründen stattfinden kann bei Sternen, ohne dass er danach tot sein muss.

51:08Florian Freistetter Und Supernova ist halt das, was jetzt tot ist. Aber ja, wir können das schon sehen. Also egal, wo in unserer Milchstraße das passiert, wir würden das mit freiem Auge sehen. Also das ist nicht ganz richtig. Es gibt natürlich auch Bereiche in der Milchstraße, wo wir nicht hinschauen können, weil die halt, keine Ahnung, durchgehen.

51:26Florian Freistetter Interstinaren Staub verdeckt sind. Da können wir nicht schnell hinschauen. Weil eigentlich, so rein statistisch, sollten wir so eine Supernova-Explosion alle 100 Jahre haben in unserer Milchstraße. Weil wie gesagt, die letzte, die wir gesehen haben, war die von Kepler, 1604. Und das ist blöd. Ich habe gesehen, das war schon gut, weil Kepler hat da natürlich einiges daraus gelernt aus dieser Supernova.

51:46Martin Puntigam Zum Beispiel, dass das dann von Bethlehem gewesen sein könnte.

51:49Florian Freistetter Ja, das ist eine andere Geschichte. Kepler hat nicht das als Nova, sondern er hat festgestellt, dass die irgendwie stattgefunden hat, gleichzeitig als da irgendwie die Konjunktion zwischen Jupiter und Saturn stattgefunden hat, hat er gemeint, okay, immer wenn Jupiter und Saturn am Himmel an einer nahe kommen, dann könnte sowas passieren. Also so hat er es da reingebaut.

52:10Florian Freistetter Aber nein, er hat andere Sachen auch gelernt davon, zum Beispiel, dass das, ja egal, das ist es, wir will ja nicht abschweifen. Aber was Kepler nicht konnte, war, diese Nova, Supernova mit einem Teleskop beobachten. Mein Teleskop ist erst 1609 in der Astronomie eingesetzt worden oder erst 1609 erfunden worden eigentlich.

52:28Florian Freistetter Das heißt, wir haben tatsächlich die ziemlich blöde Situation, dass wir seit 400 Jahren Teleskope haben, aber in diesen 400 Jahren keine einzige Supernova in unserer Milchstraße zu sehen war. Die letzte Supernova, die wir gesehen haben, war ein paar Jahre, bevor wir das Teleskop erfunden haben.

52:43Martin Puntigam Da hat das Universum so viele Milliarden Jahre Zeit gehabt und dann verscheißt es wegen ein paar Jahren.

52:49Florian Freistetter Ja, also wir gehen davon aus, dass es Supernovas gegeben hat in der Zeit, die wir halt aber aus diversen Gründen nicht gesehen haben, weil da eben zum Beispiel zu viel Staub drin war oder weil die ungünstig gelegen sind für unseren Beobachtungspunkt und so weiter. Und wir sehen natürlich auch Supernova-Explosionen anderswo.

53:05Florian Freistetter Die sind ja so hell, das ist alles Gute dran. Die können wir auch sehen, wenn sie in anderen Galaxien stattfinden. 1987 war diese berühmte Supernova-Explosion in der Magellanschen Wolke, die wir gesehen haben. Und da hat man tatsächlich auch sogar, das war sehr, sehr spannend, Neutrinos gemessen. Also Neutrino, Neutrino-Astronomie auch in einer eigenen Folge, wenn es mal sein soll.

53:23Florian Freistetter Aber die sind ja sehr, sehr schwer nachzuweisen, weil sie halt mit nichts interagieren. Aber wir haben Instrumente, mit denen das geht. Und tatsächlich hat man da kurz bevor... Diese Supernova, das Licht der Supernova quasi bei uns war, hat man einen erhöhten Fluss an Neutrinos gemessen in diesen Messgeräten.

53:42Florian Freistetter Das heißt, erhöht heißt, keine Ahnung, wir haben statt keinem oder einem irgendwie sieben gesehen oder sowas. Aber die kamen halt aus der richtigen Richtung. Und das heißt, wir haben da tatsächlich auch Neutrinos von dieser fernen Supernova gesehen. Und wer sich jetzt wundert, warum waren die Neutrinos vorm Licht da?

53:59Florian Freistetter Naja, weil die Neutrinos halt so wie das Licht aus dem Inneren des Sterns kommen Und das Licht kann halt durch die Wechselwirkung mit der ganzen Sternmaterie und der explodierenden Gashülle ein bisschen aufgehalten werden, weil es halt Umwege gehen muss, weil es dann abgelenkt wird. Die Neutrinos werden nicht abgelenkt, die gehen schnurstracks gerade raus und haben halt dann einen gewissen Vorsprung und schaffen es dann, vor dem Licht anzukommen.

54:21Martin Puntigam Das heißt, die Neutrinos sind sozial ein bisschen inkompetenter, während sie die Photonen noch verabschieden, gehen die Neutrinos schon voraus.

54:27Florian Freistetter Genau. Also wir haben schon, und in anderen Galaxien sehen wir ständig Supernova-Explosionen. Also da haben wir entsprechende Teleskope, die das sehen können. Und es gibt ja genug Galaxien und es explodiert immer irgendwo ein Stern. Also ich habe die Zahl jetzt auch gerade nicht, nur im Kopf, aber ich kann sie jetzt gerade nicht verifizieren, aber ich glaube, sie stimmt.

54:48Florian Freistetter Ich glaube, so universumsweit im beobachtbaren Universum hat man so um die 20 bis 30 Supernova-Explosionen pro Sekunde.

54:56Martin Puntigam Pro Sekunde und die kann man trotzdem nicht sehen, weil sie so weit weg sind oder weil das Licht so lange dauert oder kann man die nur sehen? Wenn das so eine gewaltige Explosion ist, müsste man ja was anderes außer Neutrinos und Photonen auch messen können, oder?

55:08Florian Freistetter Naja, das beobachtbare Universum ist über 90 Milliarden Lichtjahre groß. Das heißt, da ist halt, du siehst da halt Supernova-Explosionen von Galaxien oder in Galaxien, wo das Licht irgendwie 10 Milliarden Jahre bis zu uns gebraucht hat oder 2 Milliarden Jahre bis zu uns gebraucht hat. Also da siehst du halt einen verwaschenen Fleck und dann siehst du halt in dem verwaschenen Fleck plötzlich ein bisschen mehr Licht rauskommen.

55:32Florian Freistetter Also wir können Supernova-Explosionen registrieren. Wir können nicht alle 20, 30 pro Sekunde registrieren, aber wir sind mittlerweile gut genug, haben Weltraumteleskope, die das Universum entsprechend durchmustern können und die unzähligen Galaxien, die wir sehen, beobachten können. Und dann können wir halt mittlerweile schon sehr gut Supernova-Explosionen beobachten, was auch wichtig ist für andere Dinge.

55:53Florian Freistetter Dunkle Energie zum Beispiel erforschen wir unter anderem durch die Beobachtungen von Supernova-Explosionen. Also das sehen wir schon, aber wie gesagt, bei uns auf der Erde wäre es schon ziemlich cool, wenn wir eine sehen könnten, vorausgesetzt sie ist nicht allzu nah. Also da sollten wir schon einen gewissen Sicherheitsabstand haben, obwohl so eine klassische Supernova, die müsste schon sehr nah sein.

56:14Florian Freistetter Also das, was uns wirklich gefährlich werden könnte, das wären diese Hypernovas, also die Hypernovas, das sind die von den Hyperriesen, wenn man so will, also die extremsten Dinger, da reicht es, wenn die 100, 200 Lichtjahre weg sind, dass die uns gefährlich werden können. Die klassische Supernova, ja, die müsste schon sehr nah dran sein, dass da irgendwas Schlimmes passiert bei uns und.

56:36Florian Freistetter Wir haben ja einen halbwegs guten Überblick über die Sterne in unserer Umgebung. Wissen, wie groß die sind. Wissen, da ist jetzt keiner dabei aktuell, der uns gefährlich werden könnte. Sowas wie Beta-Geuze zum Beispiel.

56:47Martin Puntigam Das ist ein super Kandidat. Da ist ja immer wieder mal im Gerede, dass der nächste Woche explodiert.

56:51Florian Freistetter Ja, kann ja eh sein. Beta-Geuze ist halt gerade so ein roter Riesenstern oder fast schon AGB-Stern, wenn man so will. Oder Überriesen. Ich glaube, Beta-Geuze, die offizielle Klassifikation habe ich jetzt gerade nicht im Kopf. Aber in Peter Goetze, da hat man ja vor ein paar Jahren, genau rot darüber, Riese ist er.

57:08Florian Freistetter Und da hat man vor ein paar Jahren dieses Phänomen gehabt, dass der plötzlich dunkler geworden ist. Und das war genau das, was ich erzählt habe vorhin bei den AGB-Sternen. Der hat in seinen äußeren Schichten so viel Staub erzeugt, dass er sich quasi zeitlang selbst verdunkelt hat durch den Staub, den er erzeugt hat.

57:23Florian Freistetter Aber Peter Goitze ist genauso ein Stern, der würde halt zu einer sehr, sehr großen Supernova werden, die vielleicht sogar eine Hypernova, vielleicht sogar mit Gamma-Blitz, also den ganz argen Strahlungsausbrüchen. Und das würde natürlich sehr spektakulär ausschauen und wäre für uns auch keine Gefahr, weil Peter Goitze ist, wie weit ist der weg? Ein paar tausend Lichtjahre.

57:47Florian Freistetter Ich kenne leider nicht alles auswendig bei den Sternen. Keine tausend Lichtjahre, es sind nur 550 Lichtjahre ungefähr. Aber reicht immer noch, dass wir uns da keine Sorgen machen müssen. Peter Geuze, das wäre so, abgesehen davon, dass es halt schade wäre, wenn dann der Orion seine Schulter verliert, wo Peter Geuze drinsteckt und dass Peter Geuze halt auch immer schön ist, weil der Licht, Peter Geuze, sieht man tatsächlich mit freiem Auge auch klar und deutlich rot leuchten.

58:12Florian Freistetter Also das ist ein Stern, dessen Farbe man auch ohne Probleme, ohne Teleskop erkennen kann. Jetzt gerade im Winter ist Orion immer gut zu sehen. Orion, die Schulter, Schulterstern schaut hin. Das, was rot und hell leuchtet, das ist Bittergeuze. Kann man wunderbar sehen. Und ja, wäre schade, wenn er weg wäre, aber es wäre aus astronomischer Sicht extrem cool, wenn wir da zuschauen könnten, wie Bittergeuze zur Supernova wird.

58:35Florian Freistetter Aber wie gesagt, kann demnächst passieren, aber das demnächst in der Astronomie kann auch in 100.000 Jahren sein.

58:42Martin Puntigam Ich drücke dir auf jeden Fall beide Daumen.

58:45Florian Freistetter Ich bin nicht mehr in der Forschung, also ich habe nichts davon, außer dass es mich freut, aber die Wissenschaft wird sich freuen, wenn sie da mal sowas hat. Muss nicht Peter Kreuzer sein, kann von mir aus auch ein wenig prominenterer Stern sein, der explodiert. Hauptsache, wir haben endlich mal eine Supernova in der Nähe, die wir mit der ganzen Macht unserer Teleskope vernünftig untersuchen können, damit wir halt auch im Detail mal checken, wie diese Explosionen ablaufen.

59:22Martin Puntigam So, jetzt ist der Stern am Ende. Egal wie groß er war und was übrig bleibt mit dem letzten Posten am Wunschzettel, dass doch endlich eine Supernova sichtbar für uns explodieren möge. Bis dahin spielen wir live. Und beginnen wieder mit den Sternengeschichten live. Florian, du hast demnächst wieder Termine, nachdem die Wien-Premiere ja gut gegangen sein wird.

59:46Florian Freistetter Ganz genau. Und es wird auch die Salzburg-Premiere gut gegangen sein. Und danach wird die Tirol-Premiere stattfinden. Es sind eigentlich nur Premieren, weil ich in jedem Bundesland eigentlich nur einmal auftrete. Also die Tirol-Premiere wird am 20. Februar in Wörgl stattfinden, im Komma. Kommt dahin, dann wird es die Niederösterreich-Premiere geben in Oberwaltersdorf in der Bettfedernfabrik am 26.

1:00:10Florian Freistetter Februar dort und zwei Tage später folgt die Oberösterreich-Premiere in Linz im Posthof am 28.02., wo es nur noch wenige Restkarten gibt und danach abwechslungsweise keine Premiere, nämlich die zweite Show in Wien, weil die erste ja so schön ausverkauft war. wird es am 3. Juni nochmal in Wien in der Kulisse eine Vorstellung geben, bevor es dann weitergeht nach Deutschland, wo ich im Herbst die weiteren Sternengeschichten-Shows spielen werde.

1:00:40Martin Puntigam Wer genaueres wissen möchte, Sternengeschichten.live ist die Url. Und nächste Woche, am 10. Februar, gibt es eine Spezialveranstaltung im Radiokulturhaus in Wien, nämlich eine Live-Podcast-Aufzeichnung von Das Universum. Was kann man sich denn da erwarten?

1:00:58Florian Freistetter Genau das, was der Name sagt, also Ruth und ich werden dort sitzen und in Mikrofone reden und unserem Podcast das Universum aufnehmen.

1:01:10Martin Puntigam Ist das eine Spezialzählung, die 150. Folge oder was?

1:01:13Florian Freistetter Es ist tatsächlich die 150. Folge, aber das ist ja nicht Zufall, dass es sich gerade so ergeben hat, dass es die 150. Wird. Aber wir werden jetzt da kein spezielles Ding machen. Wir werden auch keine Show machen. Wir machen ja auch gemeinsam Bühnenshows zu das Universum. Das nächste Mal übrigens Ende März in Magdeburg in Deutschland.

1:01:27Florian Freistetter Aber da haben wir, das Radiokulturhaus ist jetzt nicht die Art von Location. Das heißt, da haben wir gesagt, wir machen einfach das, was wir im Podcast machen, nur halt vor Publikum und werden das Publikum natürlich auch einbinden. Also wir haben eben unsere Fragenrubrik, die werden wir gemeinsam im Publikum machen.

1:01:42Florian Freistetter Ich werde auch schauen, dass wir ein paar Sachen herzeigen können, Bilder herzeigen können. Also es wird schon ein bisschen, ein bisschen mehr sein, als nur da sitzen und ins Mikrofon reden. Aber im Wesentlichen ist es das. Es ist eine Podcastaufzeichnung, aber vor Publikum.

1:01:56Martin Puntigam Aber wer euch Geschenke mitbringen möchte, weil es die 150. Folge ist, wird nicht daran gehindert.

1:02:02Florian Freistetter Nein, überhaupt nicht. Das ist gerne möglich. Also gerne Koffer mit Dingen aller Art gefüllt sind immer sehr willkommen bei uns.

1:02:07Martin Puntigam Sowohl im Publikum als auch als Geschenk. Am Ende noch die Parteienverkehre der Science Busters und auch von mir als Solist, nachdem du als Solist schon abgehandelt worden bist. Und es gibt auch noch einen Duo-Termin, der sich ausgeht, aber davor noch Reklame für unsere Drucksorte.

1:02:26Florian Freistetter Genau, Aus, so heißt das Buch. Aus, mit Ausrufezeichen, die Wissenschaft vom Ende. Unser aktuelles ScienceBuster-Buch ist erschienen im Hansa-Verlag. Ein Hörbuch ist auch erschienen, gelesen von Ralf Kaspers, den man von der Sendung mit der Maus kennt und von anderen tollen Sachen mit der Wissenschaft.

1:02:45Florian Freistetter Die Illustrationen im Buch sind auch wunderbar, ein wunderbares Buch. Und wenn ihr sagt, nein, ein wunderbares Buch reicht mir nicht, ich möchte ein zweites wunderbares Buch haben, dann könnt ihr das neue Buch vorbestellen, das ich geschrieben habe. Es erscheint am 17. Februar und heißt Die Farben des Universums. Es ist am 17.

1:03:02Florian Freistetter Februar verfügbar und davor schon in allen Buchverteilungs- und Verkaufsstellen vorbestellbar.

1:03:09Martin Puntigam Und selbstverständlich werden wir auch eine Podcast-Folge dazu machen, damit man eine schöne Vorstellung auch hat, bevor man das Hörbuch sich anhört oder das Buch durchliest oder eine Nachbetrachtung. Das Buch wird es dann unter anderem auch zu Erschwingen geben, wenn wir unsere neue Show Weltuntergang für Fortgeschrittene gespielt haben werden. Was wir laufend machen, wir sind in dem Fall Martin Moder, du, Florian Freistetter und ich.

1:03:35Martin Puntigam Da gibt es am Ende immer einen Büchertisch, da kann man Bücher kaufen und signieren lassen, sich Dinge reinzeichnen lassen, wenn man das möchte. Und es gibt aber natürlich auch immer Geschenke bei unserem letzten Programm ScienceBusters Gin, den es noch immer gibt, über The Scientist Gin erhältlich online.

1:03:53Martin Puntigam Diesmal gibt es natürlich Weltuntergang und Apokalypse zum Naschen Bananenbrot, das du live herstellst. Und gemeinsam mit der Schokofirma Zotter haben wir bekanntlich zwei Universumsuntergangsschokoladen herstellen lassen. Wir selber können das nicht, aber Zotter können das ganz vorzüglich. Big Rip und Big Crunch und sowohl Bananenbrot als auch die Schokos gibt es als Gratiskostproben. und das Bananenbrot ist immer schnell weg.

1:04:21Martin Puntigam Von den Schokoladen kann man sie Tafeln mit nach Hause nehmen, solange der Vorrat reicht an der Budel.

1:04:27Florian Freistetter Genau, und das kann man alles machen, sehen, hören und schmecken. Das nächste Mal am 21. Februar in der Kulturgarage in Seestadt in Wien. Am 22. Februar sind wir in der Kulisse Wien, ebenso wie am 30. April und am 27. Februar im Stadtsaal Berndorf. Am 7. März sind wir im Stadtsaal Wien ebenso wie am 5. April, am 17.

1:04:50Florian Freistetter März in der Burg Perchtholzdorf und am 9. April in Weidhofen an der Yps. Und dann fahren wir nach Deutschland und sind dort am 23. März in Berlin bei den Wühlmäusen, am 26. März im Filmtheater Schauburg Dresden, am 27. März im Kupfersaal Leipzig, am 28. März bei der Puffbohne in Erfurt und am 10. März in der Listhalle Graz.

1:05:15Florian Freistetter Und wir sind dann immer noch nicht am Ende angelangt, denn wir fahren weiter nach Vöcklerbruck, wo wir am 13.04. im Startsaal sind. Am 20. Mai machen wir den Ausflug nach Tirol, nämlich nach Telfs in den Rathaussaal. Und am 22. Mai haben wir den Westen Österreichs endlich erreicht und sind in Dornbirn im Spielboden. Und dann wagen wir uns wieder über die Grenze, nämlich nach Deutschland, nach Bayern, wo am 23.

1:05:41Florian Freistetter Und 24. Mai München Premiere im Lustspielhaus sein wird.

1:05:45Martin Puntigam Sehr oft, wenn wir mit dem Weltuntergang unterwegs sind, haben wir davor schon für die Kinder und ihre Begleitpersonen aufgespielt. Science Passes for Kids, unsere Show für alle ab. Fünf, sechs Jahren bis zum Ableben, gibt es natürlich nach wie vor in der ORF Kids App zum Nachschauen, filetiert zu 10 Minuten Folgen und analog die ganze Show in einem Schwung mit Martin Moda und mir gibt es eben am 21.

1:06:11Martin Puntigam Februar in der Kulturgarage Seestadt, am 22. Februar in der Kulisse, da ist schon voll, da gibt es den nächsten Termin am 24. Oktober, Aber es gibt auch am 7. März, am 4. Und 5. April im Stadtsaal Vorstellungen, am 20. März in Brunnen am Gebirge, am 9. März in Weidhofen an der Ips, wie die Einheimischen das dort gerne aussprechen, am 10.

1:06:37Martin Puntigam März in Graz in der Listhalle ist schon voll, soweit ich weiß, dafür gibt es aber am 17. März in Graz wieder eine Vorstellung, Am 24.05. Spielen wir im Lustspielhaus auf, am 6. Juni in der Papierfabrik in Klein-Neusiedel und am 5.07. Dann ist Sommer und am 13.09. im Theater am Park und zum Sommerschluss geht es dann noch durch den Kolmdunnel. Am 19.09.

1:07:01Martin Puntigam Spielen wir in der Artbox in St. Gertraud in Kärnten. Und ab 5. Mai, kann man sich auch schon vormerken, wenn man möchte, spielen wieder Bezi und die Science Busters in der Märchenstadt im Orania Puppentheater unsere Show für die ganz Kleinen. Bezi und die Science Busters und am Ende gibt es wieder was zu naschen und natürlich auch einen Google-Hub von der Großmutter.

1:07:24Martin Puntigam Alle Informationen dazu gibt es unter kasperlundbezi.at.

1:07:29Florian Freistetter Das Solo von Mati Puttigam, Glückskatze, das hat schon Daniere gehabt, aber es gibt demnächst, und demnächst ist im Herbst, ein neues Programm von dir. Ja, ein Programm muss man vorbereiten, aber es ist gut zu wissen, dass es kommt, weil dann kann man sich rechtzeitig Karten dafür besorgen. Für die Premiere am 10.

1:07:46Florian Freistetter November 2026 im Theatercafé Graz. Dort kann man sich das neue Programm mit dem Titel Der Heilige Puntigam anschauen. Wien Premiere wird am 17. November im Kabarett Niedermeier sein und Karten dafür und weitere Termine findet man unter puntigam.at, genauso wie man Termine für die Sciencebusters unter sciencebusters.at slash Termine findet und Termine für die Sterlingeschichten unter sterlingeschichten.live.

1:08:12Martin Puntigam Und zum Schluss noch ein letztes Mal gibt es der Urknall, war ein Irrtum am 20. Februar in der Kulisse des Duoprogramm von Martin Modo und Florian Aigner und dann wird auch das eingemottet, genauso wie die aktuelle Folge zu Ende geht. Danke an die TU Wien und die Uni Graz, die Produktion des Podcasts unterstützen.

1:08:31Martin Puntigam Danke an dich, Florian Freistädter, für die Auskünfte. Danke an alle für streamen, downloaden, abonnieren, bewerten, empfehlen, explodieren, vom Ast klettern, neutronisieren, quantenmechanisch entarten und was man sonst noch alles mit einem Podcast anstellen kann. Bis zum nächsten Mal. Tschüss und habe die Ehre.

1:08:49Florian Freistetter Tschüss.