Warum leuchten Sterne? – Die unglaubliche Physik hinter ihrem Licht (Doku zum Einschlafen)
Wissens Zeit
https://www.youtube.com/watch?v=M1thpLf6rLk

Transkript (automatisch erstellt)

0:00 Es gibt eine Frage, die Menschen seit Jahrtausenden in den Nächten beschäftigt hat. Eine Frage, die so einfach klingt, dass man meinen könnte, sie sei längst
0:08 beantwortet. Und doch verbirgt sich hinter ihr eine Geschichte, die größer ist als alles, was wir je erzählt haben. Eine Geschichte über Feuer, das kein
0:18 Feuer ist, über Licht, das Millionen Jahre alt ist, bevor es dein Auge erreicht. über Kräfte, die so gewaltig sind, dass selbst die Vorstellung davon
0:28 das menschliche Gehirn an seine Grenzen bringt. Jeder hat ihn gesehen, diesen Augenblick. Du liegst irgendwo auf dem Rücken, vielleicht auf einer Wiese,
0:38 vielleicht auf einem Bootssteg, vielleicht einfach auf dem Balkon und über dir öffnet sich der Himmel, nicht der Taghimmel dieser gewöhnliche, allzu
0:49 vertraute, Blau aus der Gewohnheit Himmel, sondern der echte Himmel. Der Nachthimmel, der Himmel, der zeigt, was wirklich da ist. Und dann in diesem
1:00 Moment, wenn die Augen sich langsam an die Dunkelheit gewöhnen und die ersten Sterne auftauchen, passiert etwas mit einem, etwas, dass man schwer in Worte
1:10 fassen kann. Es ist keine Angst, es ist keine Freude, es ist eher so etwas wie ein leises Erschaudern, ein plötzliches körperliches Bewusstsein der eigenen
1:20 Kleinheit. Du schaust nach oben und weißt tief innen, dass diese Punkte dort oben nicht einfach Punkte sind. Sie sind etwas
1:29 riesiges, etwas brennendes, etwas, das so weit weg ist, dass alle Zahlen, die Wissenschaftler dafür erfunden haben, im Alltag vollkommen bedeutungslos bleiben.
1:40 Und dennoch leuchten sie. Sie leuchten heute Nacht. Sie haben gestern Nacht geleuchtet. Sie haben geleuchtet, als die ersten Menschen aufrecht standen und
1:49 zum Himmel schauten, als die Ägypter ihre Pyramiden bauten, als Galileo sein erstes Teleskop baute und für einen Moment wirklich glaubte, die Welt zu
1:58 verstehen. Sterne haben geleuchtet, als die Erde noch keine Erde war, als aus Gas und Staub langsam unsere Sonne entstand, und sie werden leuchten,
2:08 lange, nachdem unsere Sonne erloschen ist. Aber warum? Warum leuchten sie überhaupt? Das ist die Frage, die diese Dokumentation beantwortet. Nicht
2:19 oberflächlich, nicht in drei Sätzen, sondern von Grund auf, Schicht für Schicht bis dorthin, wo die Physik anfängt, sich wie Magie anzufühlen.
2:30 Willkommen bei Wissenszeit. Diese Dokumentation ist für alle, die mehr wollen als eine einfache Antwort. Sie ist für alle, die bereit sind, sich
2:40 auf eine Reise einzulassen, hinein in das Innere von Sternen, wo Temperaturen herrschen, die jede irdische Vorstellung übersteigen, hinein in die Physik der
2:50 Kernfusion, in die Geheimnisse des Lichts, in die Geschichte eines Universums, das aus den Trümmern explodierter Sterne seine Schönheit
2:58 zusammengesetzt hat. Sterne zu verstehen bedeutet sich selbst zu verstehen, denn wir sind aus ihrer Asche gemacht, buchstäblich.
3:10 Bevor wir beginnen, alles was du in dieser Dokumentation hörst, basiert auf den aktuellen wissenschaftlichen Erkenntnissen der Astrophysik, Kern und
3:18 Teilchenphysik sowie der Kosmologie. Wo die Wissenschaft noch unsicher ist, wird das klar benannt. Wo sie klare Antworten hat, werden diese so erzählt,
3:28 wie sie es verdienen. Nicht trocken und lehrbuchhaft, sondern lebendig und menschlich. Denn das ist, was Sterne verdienen. Kapitel 1: Warum Sterne
3:39 überhaupt leuchten. Es gibt eine Geschichte, die Menschen lange falsch erzählt haben. Nicht aus Unwissenheit, sondern weil die Wahrheit soweit
3:48 jenseits aller Alltagserfahrung liegt, dass das Gehirn sie instinktiv mit etwas vertrauterem ersetzt. Und das vertrauteste, was wir kennen, wenn es
3:57 darum geht, dass etwas leuchtet und Wärme abgibt, ist Feuer. Feuer verstehen wir. Feuer haben wir zähmbar gemacht. Ein Feuer braucht Sauerstoff, braucht
4:07 Brennstoff und es produziert Licht und Wärme. Wenn eine Kerze brennt, dann verbindet sich der Kohlenstoff im Kerzenwachs mit dem Sauerstoff in der
4:16 Luft zu Kohlendioxid und Wasser. Energie wird freigesetzt, Licht entsteht, das ist Verbrennung, eine chemische Reaktion, bei der die Elektrone in den
4:28 Atomen neue Bindungen eingehen und dabei Energie abgeben. Wenn man nun aus großer Entfernung auf die Sonne schaut, liegt der Gedanke nahe. Das dort oben brennt
4:38 eben auch nur größer. Die Sonne ist eine riesige Feuerkugel, eine Art kosmischer Lagerfeuer. Und diese Vorstellung ist so intuitiv,
4:49 so unmittelbar verständlich, dass sie sich hartnäckig hält, auch in Köpfen, die es eigentlich besser wissen sollten. Aber sie ist falsch, nicht ein bisschen
5:00 falsch, nicht ungefähr falsch, grundlegend falsch. Um zu verstehen, warum muß man zuerst begreifen, wie absurd die Sonne wäre, wenn sie wirklich
5:10 brennen würde. Die Sonne hat eine Masse von ungefähr 2,0 x 10 hoch 30 kg. Das ist eine 2 mit 30 Nullen in Kilogramm. Allein diese Zahl ist schwer zu fassen.
5:26 Wenn man die gesamte Sonne aus dem besten verfügbaren Brennstoff bestehen ließe, sagen wir aus Kohle, dem kalorienreichsten chemischen Brennstoff,
5:34 den wir kennen, dann würde die Sonne bei ihrer tatsächlichen Leuchtkraft nicht einmal 10.000 Jahre brennen. Zeh Jahrtausende, das klingt viel, aber die
5:44 Sonne existiert seit etwa 4,6 Milliarden Jahren und sie wird noch einmal ungefähr 5 Milliarden Jahre weiterleuchten. Keine chemische Reaktion könnte das
5:55 erklären. Kein Feuer, kein Verbrennen, keine Oxidation. Die Energiemengen, die ein Stern über Milliarden von Jahren produziert, sind mit chemischen
6:05 Reaktionen schlicht und einfach nicht vereinbar. Das hat die Wissenschaftler des Jahrhunderts in eine tiefe Krise gestürzt, denn sie wussten damals schon
6:15 durch geologische und biologische Befunde, dass die Erde alt sein musste. Sehr alt, viel älter als einige tausend Jahre. Die Fossilien sprachen eine
6:27 eindeutige Sprache. Die Sedimschichten sprachen eine eindeutige Sprache. Und wenn die Erde alt war, dann musste die Sonne mindestens genauso alt sein, denn
6:38 ohne Sonne hätte es auf der Erde nie Leben gegeben. Aber wie konnte die Sonne so alt sein, wenn keine bekannte Energiequelle dieses Leuchten über
6:47 solche Zeiträume aufrech erhalten konnte? Ein Versuch, dieses Problem zu lösen, kam von dem Physiker Hermann von Helmholz. und dem Astronom Lord Calvin.
6:58 Beide schlugen unabhängig voneinander vor, daß die Sonne ihre Energie nicht aus chemischen Reaktionen bezieht, sondern aus Gravitation.
7:06 Die Sonne, so die Idee, schrumpft langsam zusammen. Und wenn Materie unter dem Einfluss der Schwerkraft nach innen fällt, wird dabei Energie freigesetzt.
7:16 Diese sogenannte Kelvin Helmholzkontraktion würde die Sonne tatsächlich zum Leuchten bringen. Die Rechnung ergab eine
7:24 maximale Lebensdauer der Sonne von ungefähr 20 bis 30 Millionen Jahren. Besser als Kohle, aber immer noch nicht gut genug. Die Geologen und Biologen
7:35 bestanden darauf, daß die Erde hunderte von Millionen oder sogar Milliarden Jahre alt sein musste. Und Lord Calvin, einer der größten Physiker seiner Zeit,
7:45 stritt sich erbittert mit Charles Darwin über genau diese Frage. Darwin brauchte eine alte Erde für seine Evolutionstheorie.
7:54 Kelvin bestand darauf, dass die Sonne und damit die Erde nicht so alt sein konnten. Darwin hatte recht. Kelvin hatte Unrecht. nicht weil seine Physik
8:04 falsch war, sondern weil er eine Energiequelle noch nicht kannte. Eine Energiequelle, die erst im 20. Jahrhundert entdeckt wurde und die so
8:13 fundamental ist, dass sie die gesamte Physik verändert hat. Diese Energiequelle ist die Kernfusion. Aber bevor wir dorthinkommen, müssen wir
8:23 uns anschauen, was ein Stern eigentlich ist, was ihn von Beginn an ausmacht, was ihn erschafft. Denn ein Stern fängt nicht als Stern an. Er fängt als
8:33 Dunkelheit an, als Stille, als eine Wolke aus Gas und Staub, die in der Kälte des interstellaren Raumes schwebt und die langsam über Millionen von
8:44 Jahren beginnt, sich selbst zu vernichten oder genauer gesagt sich selbst zu erschaffen. Es beginnt mit Wasserstoff. Wasserstoff ist das
8:55 einfachste Element des Universums. Ein Proton, ein Elektron, nicht mehr. Wasserstoff ist das, womit das Universum angefangen hat. fast 13zehnen,
9:07 Milliarden Jahre alt, entstanden in den ersten Minuten nach dem Urknall, als das Universum sich ausgedehnt und abgekühlt hatte und die ersten stabilen Atomkerne
9:17 entstehen konnten. Wasserstoff ist das, woraus Sterne gemacht sind und Wasserstoff ist der Treibstoff, der in ihrem Inneren brennt.
9:26 Aber noch einmal nicht brennt im Sinne von Verbrennung, sondern im Sinne von etwas viel radikalerem, etwas, das selbst die Identität von
9:35 Materie verändert. Um das zu verstehen, muss man sich in das Innere eines Sterns begeben, in eine Welt, die soweit jenseits aller menschlichen Erfahrung
9:45 liegt, dass man aufpassen muss, nicht einfach die falschen Bilder im Kopf zu verwenden. Es gibt dort keine Flammen. Es gibt keine Glut im Sinne von Feuer.
9:55 Was es gibt, ist ein Plasma, ein Zustand der Materie, den wir auf der Erde kaum kennen. Ein Zustand, in dem die Temperaturen so extrem sind, dass Atome
10:05 nicht mehr als Atome existieren können. Die Elektronen werden von ihren Kernen gerissen. Was übrig bleibt, ist ein Strom aus freien Elektronen und nackten
10:15 Atomkern, Proton und Heliumkern und all dem anderen, was sich im Laufe der Sternentwicklung angesammelt hat, der sich durch das Innere des Sterns bewegt
10:24 wie eine Flüssigkeit, die keine Flüssigkeit ist. Die Temperatur im Kern der Sonne beträgt ungefähr 15 Millionen Gadsus.
10:34 15 Millionen. Um das einzuordnen, die heißeste je von Menschen erzeugte Temperatur in einem Fusionsreaktor liegt in einer ähnlichen Größenordnung, aber
10:43 nur für Bruchteile von Sekunden in einem winzigen kontrollierten Plasma. Im Kern der Sonne herrscht diese Temperatur seit 4,6 Milliarden Jahren. Ununterbrochen,
10:54 pausenlos. Der Druck im Kern der Sonne ist ungefähr 250 Milliarden mal so hoch wie der Luftdruck auf der Erdoberfläche.
11:03 Diese Zahl ist so abstrakt, dass sie im Grunde nichts bedeutet, aber sie bedeutet, dass Materie unter diesen Bedingungen sich grundlegend anders
11:11 verhält, als alles, was wir je berührt, gesehen oder gefühlt haben. Und genau unter diesen Bedingungen passiert das Entscheidende. Wenn zwei Atomkerne, also
11:23 zwei Protonen, sich nah genug kommen, dann geschieht etwas, das unter normalen Umständen niemals passieren würde. Die beiden Protonen tragen beide eine
11:33 positive elektrische Ladung. Gleichnamige Ladungen stoßen sich ab. Je näher zwei Protonen aneinander kommen, desto stärker wird diese Abstoßung. In
11:43 der normalen Welt bei normalen Temperaturen und Drücken würden zwei Protonen niemals nah genug aneinander kommen, um miteinander zu wechselwirken.
11:53 Sie würden sich immer wieder abstoßen, bevor sie die kritische Distanz erreichen. Aber bei 15 Millionen Grad und 250 Milliarden Atmosphären Druck ist
12:04 die normale weltweit weg. Hier geschieht die Kernfusion und mit der Kernfusion ändert sich alles nicht nur für den Stern, sondern im wörtlichsten Sinne für
12:14 das gesamte Universum, so wie wir es kennen. Denn ein Stern ist keine Feuerkugel. Ein Stern ist ein Kernreaktor.
12:21 Ein Kernreaktor von astronomischer Größe, der in seinem inneren Element erschafft, die es vorher nicht gab und dabei Energie freisetzt, von der ein
12:31 Feuer in Milliarden Jahren nicht träumen könnte. Ein Stern ist das Herz des Universums und sein Leuchten ist keine Selbstverständlichkeit,
12:40 sondern das Ergebnis einer der komplexesten und gleichzeitig elegantesten Gleichgewichte, die die Natur je hervorgebracht hat. Dieses
12:49 Gleichgewicht zu verstehen, dieses fragile, gewaltige, wundersame Gleichgewicht ist der Schlüssel zu allem. Warum leuchten Sterne?
12:59 Weil sie müssen, weil sie gar nicht anders können, weil alles, was sie sind, alles, was sie tun, alles, was sie erschaffen und zerstören, aus diesem
13:07 einen grundlegenden Zusammenspiel von Gravitation und Kernphysik entsteht, einem Zusammenspiel, das seit dem Anfang des Universums dieselben Regeln befolgt
13:18 und das trotzdem jedes Mal, wenn es geschieht, etwas Neues in die Welt bringt, einen neuen Stern, eine neue Sonne, ein neues Licht in der
13:27 Dunkelheit. Aber wie genau beginnt das alles? Wie entsteht ein Stern überhaupt? Wie verwandelt sich eine Wolke aus kaltem,
13:35 dunklem Gas in ein leuchtendes Objekt von solcher Größe und solcher Gewalt? Die Antwort darauf beginnt mit der ältesten und mächtigsten Kraft im
13:44 Universum, Gravitation. Und die Geschichte der Gravitation ist eine Geschichte der Geduld, denn diese Kraft braucht keine Eile. Sie hat alle
13:54 Zeit der Welt buchstäblich. Sie wartet, sie zieht, sie sammelt und irgendwann nach Millionen von Jahren des langsamen, unsichtbaren Wirkens beginnt sie damit,
14:06 aus dem Nichts das Mächtigste zu erschaffen, was das Universum zu bieten hat. Einen Stern. Kapitel 2: Gravitation.
14:16 Die unsichtbare Kraft, die einen Stern erschafft. Stelle dir den interstellaren Raum vor, nicht den Weltraum, wie er in Filmen dargestellt wird. Schwarz, leer,
14:28 die Lehre zwischen den Sternen als bloße Kulisse für Raumschiffe und Abenteuer. Stelle dir vor, wie er wirklich ist. Er ist nicht leer. Zwischen den Sternen
14:39 treibt Materie, nicht viel. Im Vergleich zu allem, was wir auf der Erde als Dichte oder Konzentration kennen, ist es so gut wie nichts. Eine Molekülwolke im
14:50 interstellaren Raum, die Geburtsstätte zukünftiger Sterne, enthält typischerweise einige hundert bis einige zehntaus Moleküle pro Kubikzentimeter.
15:01 Zum Vergleich: Luft auf Meereshöhe enthält ungefähr 25 Trillionen Moleküle pro Kubikzentimeter. Das ist ein Unterschied von etwa 20
15:12 Zehner Potenzen. Was bedeutet das praktisch? Es bedeutet, dass eine interstellare Molekülwolke im Labor als sehr gutes Vakuum gelten würde. Wir
15:23 können auf der Erde kein Vakuum erzeugen, das annähernd so leer ist wie diese Wolken und trotzdem entstehen aus ihnen Sterne.
15:32 Das liegt an der Gravitation. Die Gravitation ist vielleicht die schwächste der vier fundamentalen Kräfte des Universums. Schwächer als die
15:42 elektromagnetische Kraft, schwächer als die starke Kernkraft, schwächer als die schwache Kernkraft. Aber sie hat eine Eigenschaft, die alle
15:53 anderen Kräfte nicht haben. Sie wirkt über beliebige Entfernungen und sie sammelt sich auf. Jedes Teilchen, das irgendwo im Universum existiert, übt
16:05 eine Gravitationskraft auf jedes andere Teilchen aus, immer ohne Ausnahme, ohne Ende. Diese Eigenschaft macht Gravitation zu der Kraft, die das
16:16 Universum im Großen formt. Galaxien, Galaxienhaufen, die gesamte großräumige Struktur des Kosmos. All das ist das Werk der
16:26 Gravitation über Milliarden von Jahren und Sterne sind ihr kleinstes, intimstes Produkt. Eine typische Molekülwolke aus der Sterne entstehen hat eine Masse von
16:38 einigen hundert bis einigen zehntaus Sonnenmassen. Sie besteht hauptsächlich aus Wasserstoff, sowohl atomarem als auch
16:46 molekularem, also H2 und zu einem kleineren Teil aus Helium und Spuren von schwereren Elementen, die von früheren Sterngenerationen in den Raum
16:56 geschleudert wurden. Sie ist kalt, sehr kalt. Zwischen 10 und 30 Kelvin, das sind Temperaturen zwischen -263 und -24°
17:10 CSUS. nah am absolutenpunkt. Diese Kälte ist wichtig. Bei höheren Temperaturen würde der Gasdruck
17:19 innerhalb der Wolke die Gravitation überwiegen und verhindern, dass sie kollabiert. Die Kälte hält den Gasdruck niedrig
17:27 genug, dass die Gravitation irgendwann die Oberhand gewinnen kann. Aber warum kollabiert eine solche Wolke überhaupt? Warum hält sie sich nicht einfach
17:37 stabil? Die Antwort liegt in einem Konzept, das nach dem britisch-erikanischen Astronomen Sir James Jeans benannt ist,
17:46 dem Jeans Kriterium. Jeans erkannte, daß es für eine Gaswolke eine kritische Masse gibt, die sogenannte Jeansmasse,
17:56 oberhalb derer die Gravitation stark genug ist, um den inneren Gasdruck zu überwinden. Wenn eine Wolke schwerer als diese
18:04 kritische Masse ist, wird sie unter ihrer eigenen Schwerkraft kollabieren. Wenn sie leichter ist, bleibt sie stabil oder expandiert sogar.
18:15 Die Jeansmasse hängt von der Temperatur und Dichte der Wolke ab. Je kälter und dichter die Wolke, desto kleiner ist die kritische Masse und desto leichter
18:26 kollabiert sie. Das erklärt, warum die kältesten dichtesten Teile von Molekülwolken, die bevorzugten Geburtsstätten von Sternen sind. Aber
18:37 Wolken kollabieren nicht einfach so aus heiterem Himmel. Meistens brauchen sie einen Auslöser. etwas, das die Wolke leicht komprimiert oder aus dem
18:47 Gleichgewicht bringt. Die häufigsten Auslöser sind Stoßwellen von Supernovai, den Explosionen massereicher Sterne, die in der Nachbarschaft stattgefunden
18:58 haben. Diese Stoßwellen rasen durch den interstellaren Raum und komprimieren Gaswolken auf ihrem Weg, manchmal stark genug, um den Kollaps auszulösen.
19:08 Andere mögliche Auslöser sind Dichte Wellen in der Spiralstruktur von Galaxien. Wenn sich die Spiralarme drehen, verdichten sie das interstellare
19:18 Gas auf ihrem Weg, was wieder zur Sternentstehung führen kann. Was auch immer den Anstoß gibt, sobald eine Wolke über ihre Jeansmasse
19:27 hinausgeht und zu kollabieren beginnt, ist der Prozess schwer aufzuhalten. Zunächst ist der Kollaps langsam, unglaublich langsam nach menschlichen
19:38 Maßstäben. Die ersten Millionen von Jahren sind ein gemächliches Zusammenziehen, eine kaum wahrnehmbare Verdichtung. Die Wolke fragmentiert
19:48 dabei in kleinere Klumpen. Jeder Klumpen mit seiner eigenen Schwerkraft, jeder auf dem Weg ein eigener Stern zu werden. Das ist der Grund, warum Sterne selten
19:59 allein entstehen. Die meisten Sterne, die wir am Himmel sehen, sind Teil von Doppel oder mehrfach Sternsystemen oder von Sternhaufen.
20:09 Gruppen von Hunderten oder Tausenden von Sternen, die alle aus derselben Mutterclaut entstanden sind. Aber zurück zu einem einzelnen kollabierenden
20:18 Klumpen, einem zukünftigen Stern. Wenn Gas unter Gravitation kollabiert, dann geschieht etwas physikalisch fundamentales.
20:27 Die Gravitationsenergie, die potentielle Energie, die das Gas hatte, als es noch ausgedehnt war, wird in Bewegungsenergie umgewandelt. Die
20:37 Gasmoleküle fallen nach innen, sie bewegen sich schneller. Und Bewegung bedeutet Wärme. Das ist kein Zufall. Das ist Thermodynamik.
20:47 Der sogenannte Viralteorem der statistischen Mechanik besagt, daß bei einem selbstgravitierenden System die Hälfte der freigesetzten
20:56 Gravitationsenergie in kinetische Energie Wermi umgewandelt wird. Die andere Hälfte wird in Form von Strahlung abgegeben. Was das bedeutet?
21:07 Je mehr eine Gaswolke kollabiert, desto heißer wird sie. Und je heißer sie wird, desto mehr Druck entsteht im Inneren. Ein Gasdruck, der dem weiteren Kollaps
21:17 entgegenwirkt. Für eine Weile kann die kollabierend Wolke die Wärme noch effektiv abstrahlen. Das Gas ist noch relativ
21:25 transparent für Strahlung und die Energie kann entweichen. In diesem Stadium kollabiert die Wolke relativ schnell auf astronomischen
21:34 Zeitskalen. Aber irgendwann wird das Gas so dicht, dass es undurchsichtig wird. Wie ein Nebel, der so dicht ist, dass man die
21:43 Hand vor Augen nicht mehr sehen kann. Die Strahlung kann nicht mehr so einfach entweichen. Die Energie staut sich auf. Die Temperatur steigt dramatisch an.
21:54 Dieser Moment ist entscheidend. Von jetzt an kann das Gas seine Wärme nicht mehr schnell genug loswerden. Es heizt sich auf und je heißer es wird, desto
22:05 stärker ist der Gasdruck, der dem weiteren Kollaps entgegenwirkt. Das klingt zunächst wie ein Problem, aber es ist eigentlich die Lösung, denn
22:14 dieser aufbauende Druck ist genau das, was den Kollaps verlangsamt und letztlich in einen stabilen Zustand überführt.
22:22 Das kollabierenden Gas verlangsamt sich. Es findet ein vorläufiges Gleichgewicht zwischen Gravitation und Gasdruck. Das Objekt in der Mitte, noch kein
22:33 Stern, aber schon mehr als eine Gaswolke, beginnt sich zu stabilisieren. Es ist ein Protostern geworden. Ein Protostern ist noch keine Sonne. Er
22:44 strahlt schon Licht und Wärme ab aus der Gravitationsenergie des weiteren nun viel langsameren Kollapses. Er ist in eine rotierende Scheibe aus
22:54 Gas und Staub eingebettet, der sogenannten Protoplanetarenscheibe, aus der später Planeten entstehen können. Er ist heiß, aber noch nicht
23:04 heiß genug. Noch nicht. Die Kernfusion hat noch nicht begonnen. Dafür braucht der Stern noch mehr Zeit, noch mehr Verdichtung, noch mehr Wärme. Die
23:15 Gravitation muss weiterarbeiten, muss das Gas weiter zusammenpressen, muss die Temperaturen und Drücke weiter steigern, bis schließlich ein Punkt
23:25 erreicht wird, an dem die physikalischen Gesetze des Universums dem Stern keine andere Wahl mehr lassen. Dieser Punkt ist der Beginn der Kernfusion
23:35 und die Kernfusion ist der Moment, in dem aus einem Protostern ein echter Stern wird. Der Moment, in dem ein Objekt aufhört nur zu kollabieren und
23:45 stattdessen beginnt zu strahlen mit einer Energie, die alle chemische Verbrennung in den Schatten stellt, die alle Gravitationskontraktion
23:54 übertrifft, die die Finsternis des interstellaren Raumes durchschneidet und über Lichtjahre hinweg sichtbar ist. Aber das wird möglich erst, wenn die
24:05 Materie im Inneren des Protoss unter Bedingungen gebracht wird, die wir uns kaum vorstellen können. Bedingungen, unter denen die Natur selbst an ihre
24:16 Grenzen stößt. Bedingungen, die wir im nächsten Kapitel genau unter die Lupe nehmen wollen. Denn bevor wir verstehen können, was in einem Stern passiert,
24:27 müssen wir verstehen, was Materie ist, was sie tut. wenn man sie unter extrem Druck setzt und warum das Innere eines Sterns der seltsamste, gewaltigste und
24:38 zugleich wichtigste Ort im Universum ist. Kapitel 3 Wenn Materie unter extremem Druck gerät. Es gibt eine Art zu denken, die wir alle kennen. Eine Art
24:50 zu denken über Materie, über Dinge, über die Welt. Wasser ist flüssig, Eisen ist fest, Luft ist gasförmig. Diese drei Zustände, fest, flüssig,
25:04 gasförmig, sind so tief in unser Alltagserleben eingebettet, dass wir kaum je daran denken, sie zu hinterfragen.
25:12 Aber die Natur hat einen vierten Zustand, einen Zustand, der auf der Erdoberfläche nur in extremen Ausnahmefällen vorkommt, in Blitzen, in
25:21 bestimmten Laborexperimenten, in bestimmten Industrieanlagen und der dennoch der häufigste Zustand sichtbarer Materie im Universum ist.
25:30 Etwa 99% der gesamten sichtbaren Materie im Kosmos befindet sich in diesem Zustand. Es ist das Plasma. Was ist ein Plasma?
25:41 Im Grunde ist es ein Gas, in dem die Temperaturen so hoch sind, dass den Atomen ihre Elektronen entrissen werden. Wenn ein Gas heiß genug ist, haben die
25:52 Teilchen so viel Bewegungsenergie, dass die elektromagnetische Kraft, die Elektronen an ihre Kerne bindet, nicht mehr stark genug ist. Die Elektronen
26:02 werden freigesetzt. Was übrig bleibt, sind freie Elektronen und positive Ionen, nackte Atomkerne, die sich ungebunden durch den Raum
26:12 bewegen. Ein Plasma ist keine Flüssigkeit, es ist kein Gas im üblichen Sinne. Es ist ein eigenständiger Materiezustand mit eigenen
26:22 Eigenschaften, eigenen Gesetzen, eigenen Verhaltensweisen und im Inneren eines Sterns ist alles Plasma. Aber das ist erst der Anfang der Geschichte, denn in
26:33 den tiefsten Regionen eines Sterns, im Kern, wo die Gravitation der gesamten darüber liegenden Sternmasse unerbittlich nach innen drückt, ist das
26:43 Plasma nicht einfach nur heiß. Es ist verdichtet auf eine Weise, die alle Alltagsintuition übersteigt. Beginnen wir mit dem Druck. Im Kern der
26:53 Sonne beträgt der Druck, wie bereits erwähnt, ungefähr 250 Milliarden Atmosphären. Zum Vergleich, im tiefsten Punkt des Marianengrabens,
27:04 dem tiefsten Ort im Erdozean, beträgt der Druck etwa 1000 Atmosphären. Im Inneren von Industriediamanten, die unter extremem Druck geformt werden,
27:14 sind es vielleicht einige Millionen Atmosphären. 250 Milliarden Atmosphären ist eine Zahl, bei der die Analogien aufhören zu
27:24 funktionieren. Dieser extreme Druck hat eine direkte Konsequenz. Er komprimiert das Plasma in unvorstellbar enge Räume. Die Dichte im Kern der Sonne beträgt
27:35 etwa 150 g pro Kubikzent. Das ist etwa mal so dicht wie Wasser und ungefähr mal so dicht wie das dichteste natürlich vorkommende Element auf der
27:46 Erde, Osmium. Aber und das ist der wichtige Punkt, das Plasma im Sternkern verhält sich trotzdem nicht wie ein Feststoff. Es bleibt physikalisch
27:58 gesehen ein ideales Gas. Die Teilchen sind zwar eng zusammengedrängt, aber sie sind frei, sich zu bewegen. Es gibt keine feste Gitterstruktur, wie sie in
28:08 einem Kristall vorhanden wäre. Die Elektronen sind frei, die Kerne sind frei, alles ist in Bewegung, chaotisch, schnell, unaufhörlich.
28:19 Und diese Bewegung, diese thermische Energie der Teilchen, die durch den Druck aufrechterhalten wird, sie ist der Schlüssel zu allem weiteren. Um zu
28:29 verstehen, warum muss man tief in die Welt der Quantenmechanik einsteigen, denn im Inneren eines Sterns gelten nicht einfach die klassischen Gesetze
28:38 der newtonschen Physik. Hier sind die Regeln der Quantenwelt am Werk und die Quantenwelt ist ein Ort, an dem Dinge möglich sind, die in unserer
28:47 makroskopischen Alltagswelt schlecht hin und möglich wären. Stell dir zwei Protonen vor, zwei positiv geladene Teilchen, beide etwa gleich groß, beide
28:57 durch die elektromagnetische Kraft miteinander verbunden, aber verbunden durch Abstoßung, nicht durch Anziehung. Zwei Protonen stoßen sich ab. Je näher
29:08 sie zusammengebracht werden, desto stärker die Abstoßung. Die Kraft wächst mit dem Quadrat der Entfernung. Halbiert sich die Entfernung, vervierfacht sich
29:18 die Kraft. Das nennt man die Couonbarriere. In der klassischen Physik ist diese Barriere unüberwindbar.
29:26 Zwei Protonen, die nicht genug Energie haben, um die Coulumbarriere zu überwinden, könnten sich niemals nah genug kommen, um miteinander zu
29:35 wechselwirken. Aber in der Quantenwelt gibt es den sogenannten Tunneleffekt. Der Tunneleffekt ist eines der faszinierendsten und gleichzeitig
29:44 rätselhaftesten Phänomene der Quantenmechanik. Er besagt, dass ein Teilchen eine Energiebarriere durchqueren kann, auch
29:52 wenn es klassisch gesehen nicht genug Energie hat, um über die Barriere hinwegzukommen. Das Teilchen tunnelt buchstäblich durch
29:59 die Barriere hindurch. Das klingt wie Science Fiction, aber es ist beobachtete, experimentell bestätigte Realität.
30:09 Tunneleffekte sind die Grundlage von Halbleiterdioden, Rastertunnelmikroskopen und einer Vielzahl anderer Technologien.
30:17 Sie sind real, sie passieren ständig und sie sind der Grund, warum im Kern eines Sterns Kernfusion stattfindet. Selbst bei 15 Millionen GR Celsus haben die
30:28 meisten Protonen im Sonnenkern nicht genug Energie, um die Couombarriere klassisch zu überwinden. Wenn man die thermische Energie der Protonen bei
30:37 dieser Temperatur berechnet und mit der zur Überwindung der Barrieren nötigen Energie vergleicht, gibt es eine erhebliche Lücke. Klassisch gesehen
30:46 sollte im Kern der Sonne gar keine Kernfusion stattfinden, aber dank des Tunneleffekts überwindet ein kleiner Bruchteil der Protonen diese Barriere
30:54 trotzdem nicht oft. Tatsächlich ist die Wahrscheinlichkeit, dass zwei Protonen zusammentreffen und dabei den Tunneleffekt nutzen, astronomisch
31:03 gering. Ein einzelnes Proton im Kern der Sonne fusioniert im Durchschnitt erst nach etwa 10 Milliarden Jahren. Das ist die Lebenserwartung der Sonne. Wie
31:14 schafft es die Sonne dann so viel Energie zu produzieren? Ganz einfach, durch die schiere Anzahl. Im Kern der Sonne befinden sich ungefähr 10 hoch7
31:26 Protonen. Das ist eine 1 mit 57 Nullen. Wenn auch nur ein winziger Bruchteil davon pro Sekunde fusioniert. Und ein winziger Bruchteil einer so
31:36 unvorstellbar großen Zahl ist immer noch eine riesige absolute Zahl, dann reicht das aus, um die gesamte Sonnenleuchtkraft aufrecht zu erhalten.
31:47 Das ist das Geheimnis. Die Sonne ist kein schnell brennender Feuerball. Sie ist ein außerordentlich geduldiger und effizienter Reaktor, der jeden seiner
31:57 Brennstoffe mit äußerster Sparsamkeit nutzt. Jedes Proton braucht im Durchschnitt Milliarden von Jahren, bis es das Glück hat zu fusionieren.
32:07 Aber es gibt so viele Protonen, dass die Summe all dieser seltenen Ereignisse eine gewaltige konstante Energiequelle ergibt. Das erklärt auch, warum die
32:18 Kernfusion in normalen Materiebedingungen nicht stattfindet. Bei den Temperaturen und Drücken auf der Erdoberfläche gibt es nicht genug
32:26 thermische Energie und der Tunneleffekt ist so selten, dass er keine relevante Rolle spielt. Nur unter den extremen Bedingungen im Inneren eines Sterns oder
32:37 in einem Kernfusionsreaktor sind diese Vorgänge möglich. Aber der Druck und die Temperatur allein erklären noch nicht alles. Es gibt noch eine
32:47 weitere Zutat, die für die Sternphysik entscheidend ist. Das Verhalten des Plasmas als elektrisch leitendes Medium. Im Gegensatz zu gewöhnlichen Gasen ist
32:58 ein Plasma elektrisch leitend. Die freien Elektronen können Ströme fließen lassen. Diese elektrischen Ströme erzeugen Magnetfelder
33:07 und diese Magnetfelder beeinflussen wiederum die Bewegung der geladenen Teilchen im Plasma. Das Ergebnis ist eine komplexe Kopplung von Plasma,
33:16 Elektrodynamik und Magnetismus, die sogenannte Magnetohydrodynamik, die für viele Phänomene an der Oberfläche von Sternen verantwortlich
33:25 ist. Sonnenflecken, Sonneneruptionen, koronale Massenauswürfe. Im Kern sind diese Effekte weniger wichtig. Dort dominiert schlecht hin der
33:34 Druck. Aber der Kern ist nicht isoliert. Er ist mit dem Rest des Sterns verbunden durch Strahlungs und Konvektionszonen, durch Temperatur und Druckgradienten,
33:45 durch den Transport von Energie von innen nach außen. Und eben dieser Transport ist ein eigenes faszinierendes Kapitel, eines zu dem wir später noch
33:56 kommen werden. Aber zuerst müssen wir verstehen, was genau im Kern passiert, was Kernfusion ist, wie sie abläuft, welche Reaktionen es gibt, warum
34:08 Wasserstoff zu Helium wird und was dabei in einer Weise geschieht, die ein einsteinsisches Gleichgewicht verlangt, dass die Physik für immer verändert hat.
34:18 Denn diesem Moment, wenn zwei Protonen im Kern eines Sterns zusammenfinden und eine Kernreaktion stattfindet, passiert etwas, das auf tiefste Weise mit der
34:28 Natur des Universums selbst verbunden ist. Es ist ein Moment, in dem Materie zur Energie wird und dieser Moment ist der Kern im wörtlichsten und im
34:39 übertragenen Sinne von allem, was ein Stern ist. Kapitel 4. Der Stern erreicht den Punkt der Kernfusion. Es gibt einen
34:49 Schwellenwert im Leben eines Sterns, einen Moment, auf den alles vorangegangen hingearbeitet hat, die Millionen von Jahren des Kollapses, die
34:58 langsame Verdichtung, das Aufheizen, das Aufstauen von Energie, einen Moment, den man sich vielleicht vorstellen kann wie das Entzünden einer Flamme, obwohl er so
35:09 grundlegend verschieden davon ist, dass der Vergleich fast falsch ist. Dieser Moment ist die Zündung der Kernfusion. Um ihn zu verstehen, muss man sich noch
35:18 einmal die Situation vorstellen, die wir am Ende des letzten Kapitels beschrieben haben. Ein Protostern in der letzten Phase seiner Entstehung. Ein Objekt, das
35:27 bereits Millionen von Jahren zusammengekollabiert ist, das bereits Temperaturen von Millionen von Grad Celsus erreicht hat, dass im Inneren ein
35:36 dichtes Plasma aus freien Elektronen und Protonen beherbergt. Aber die Kernfusion hat noch nicht begonnen. Dafür muss die Temperatur im
35:45 Kern eine bestimmte kritische Schwelle überschreiten. Für die Fusion von Wasserstoffkernen, also von Protonen, liegt diese Schwelle bei ungefähr 10 bis
35:55 15 Millionen Kelvin. Erst bei diesen Temperaturen sind die thermischen Geschwindigkeiten der Protonen hoch genug und der Tunneleffekt häufig genug,
36:05 dass die Fusionsrate signifikant wird und genug Energie freigesetzt wird, um den weiteren Kollaps aufzuhalten. Der entscheidende Parameter ist also die
36:14 Temperatur und die Temperatur im Kern hängt direkt von der Masse des Protoss ab. Je schwerer ein kollabierender Gasballen ist, desto stärker ist die
36:24 Gravitation, die ihn zusammenpresst. Und je stärker die Gravitation, desto höher Druck und Temperatur im Inneren. Das bedeutet, nur Objekte, die schwer genug
36:34 sind, erreichen irgendwann die kritische Fusionstemperatur. Die Mindestmasse, die ein Objekt haben muss, um Wasserstoffkernfusion zu
36:42 zünden, liegt bei ungefähr 8% der Sonnenmasse oder etwa 75 bis Jupitermassen. Objekte, die leichter sind als diese
36:51 Grenze, werden niemals echte Sterne. Sie schrumpfen zusammen, werden heiß, aber nicht heiß genug. Sie bleiben in einem Zwischenzustand stecken zwischen Stern
37:02 und Planet und werden braune Zwerge genannt. Objekte, die ein bisschen Deuterium Fusion betreiben können, aber niemals die volle Wasserstoffproton
37:12 Protonfusion erreichen. Aber wenn die Masse groß genug ist, dann beginnt die Fusion. Und von diesem Moment an verändert sich alles. Die erste
37:21 Fusionsreaktion, die in einem neuen Stern zündet, ist der Beginn eines fundamentalen Gleichgewichts, das den Stern für Millionen oder Milliarden von
37:30 Jahren stabilisieren wird. Die Energie, die durch Fusion freigesetzt wird, erhitzt das Plasma. Heißes Plasma erzeugt Druck. Druck drückt nach außen
37:40 und dieser nach außen gerichtete Druck hält die Gravitation auf Abstand. Für einen Moment, einen kosmischen Moment, der Millionen von Jahren dauert, findet
37:50 der Protosern ein Gleichgewicht. Die nach innen ziehende Schwerkraft und der nach außen drückende Strahlungs und Gasdruck balancieren sich aus. Das
37:59 Objekt hört auf zu kollabieren. Es ist ein Stern geworden. Genauer, es hat die sogenannte Hauptreihe erreicht. Im Herzsprung Russell Diagramm, dem
38:09 fundamentalen Klassifizierungsdiagramm der Astrophysik, dass wir in einem späteren Kapitel noch genauer betrachten werden, befinden sich Sterne, die
38:18 stabile Wasserstofftransmutation betreiben, auf einem Streifen, den man als Hauptreihe bezeichnet. Die Sonne befindet sich dort. Etwa 90% aller
38:28 sichtbaren Sterne befinden sich dort. Die Hauptreihe ist die Phase des aktiven stabilen Lebens eines Sterns. Sie kann je nach Masse einige Millionen bis zu
38:39 mehreren hundert Milliarden Jahren dauern. Aber warum muss die Temperatur so extrem hoch sein, damit Kernfusion möglich ist? Warum reichen 100° nicht
38:49 aus? Warum nicht 1000? Warum nicht eine Million? Die Antwort liegt in der fundamentalen Physik der Atomkerne und der zwischen
38:58 ihnen wirkenden Kräfte. Atome bestehen aus einem Kern und einer Hülle aus Elektronen. Der Kern besteht aus Protonen und Neutronen. Protonen tragen
39:08 eine positive elektrische Ladung und gleichnamige Ladungen stoßen sich ab. Das ist das Grundgesetz der Elektrodynamik.
39:17 Damit zwei Atomkerne miteinander fusionieren können, damit sie zusammenschmelzen und einen neuen schwereren Kern bilden können, müssen
39:25 sie nah genug aneinander herankommen, damit eine andere Kraft ins Spiel kommen kann. Die starke Kernkraft. Die starke Kernkraft ist, wie der Name
39:35 sagt, die stärkste der vier fundamentalen Kräfte. Sie ist ungefähr hundertmal stärker als die elektromagnetische Kraft. Aber sie hat
39:44 einen entscheidenden Nachteil. Sie wirkt nur auf sehr kurze Distanzen. Unterhalb von etwa einem Femtometer, einem Milliardstel Millimeter, ist sie
39:54 überwältigend stark. Oberhalb dieser Distanz fällt sie extrem schnell ab und wird praktisch null. Das bedeutet, damit zwei Protonen miteinander fusionieren
40:04 können, müssen sie auf eine Distanz von etwa einem Femtometer aneinander herangebracht werden. Erst dann kann die starke Kernkraft die elektromagnetische
40:13 Abstoßung überwinden und die beiden Kerne zusammenhalten. Aber um zwei positiv geladene Protonen auf diese kurze Distanz zu bringen, muss man gegen
40:22 die elektromagnetische Abstoßung, die Coulumbarriere ankämpfen und das erfordert enorme Energien. In einem heißen Plasma ist die thermischen
40:33 Energie der Teilchen ein Maß für ihre durchschnittliche kinetische Energie. Je höher die Temperatur, desto schneller bewegen sich die Teilchen, desto mehr
40:42 Energie haben sie und desto eher können sie nahe genug aneinander kommen, um den Tunneleffekt zu nutzen. Bei 10 Millionen Grad ist die thermische Energie der
40:52 Protonen hoch genug in Kombination mit dem Quantentunneln, dass ausreichend viele Protonen Protonkollisionen zur Fusion führen. Aber selbst dann ist die
41:02 Fusionsrate, wie wir im letzten Kapitel gesehen haben, sehr gering pro einzelnes Proton. Die Sonne ist kein aggressiv brennendes Inferno. Sie ist ein
41:12 gemächlich glühender, fast langweiliger Reaktor aus kosmischer Perspektive. Ihre Energiedichte pro Kilogramm ist in etwa vergleichbar mit der des
41:22 menschlichen Körpers, der durch metabolische Prozesse Wärme produziert. Der Unterschied liegt nicht in der Intensität der Reaktion, sondern in der
41:31 schieren Masse. Das erklärt eine interessante und oft überraschende Tatsache. Wenn man die Energieproduktion der Sonne pro Kilogramm berechnet, also
41:40 die Watt pro Kilogramm, erhält man einen Wert von etwa 0,2 MW pro Kilogramm. Ein menschlicher Körper produziert in Ruhe etwa ein Watt pro Kilogramm. Der
41:52 menschliche Körper ist pro Kilogramm fünf mal energiereicher als die Sonne. Die Sonne leuchtet nur deshalb so hell, weil sie so unglaublich groß ist, nicht
42:01 weil ihre Reaktionen so intensiv wären. Aber intensiv oder nicht, diese Reaktionen setzen Energie frei und das ist das entscheidende. Wie viel Energie?
42:12 Um das zu verstehen, müssen wir uns anschauen, was beim Fusionsprozess genau passiert, was bei der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium auf der
42:21 fundamentalsten Ebene geschieht. Nicht nur die Reaktionen, sondern was dabei mit der Masse passiert. Denn hier steckt das eigentliche
42:29 Geheimnis. Das Geheimnis, das Albert Einstein in einer der berühmtesten Gleichungen der Physik zusammengefasst hat. Und das Geheimnis, das erklärt,
42:39 warum Sterne leuchten können, wie sie es tun, über Milliarden von Jahren mit einer Energie, die keine andere bekannte Quelle liefern könnte. = MC²
42:51 Energie Masse mal Lichtgeschwindigkeit im Quadrat. Das wird unser nächstes Kapitel sein. Aber zuerst müssen wir die Reaktion selbst verstehen, Schritt für
43:02 Schritt, so genau, dass man es sich wirklich vorstellen kann. Den Tanz der Protonen im Inneren der Sonne. Die seltenen winzigen Momente, in denen zwei
43:13 Teilchen nahe genug aneinander kommen, dass das Universum beschließt, etwas Neues zu erschaffen. Aus Wasserstoff wird Helium, aus einfachstem entsteht
43:23 komplexeres und dabei leuchtet die Sonne. Kapitel 5. Wasserstoff wird zu Helium. Es ist ein Tanz, ein sehr langsamer, sehr seltener, aber in seiner
43:35 Häufung wunderschöner Tanz. Es geschieht gerade jetzt, in diesem Moment, in jedem Moment tief im Kern unserer Sonne und in den Kernen von aber Milliarden anderer
43:48 Sterne in der Milchstraße, in anderen Galaxien, in allen Ecken des beobachtbaren Universums. Zwei Protonen kommen sich nahe, unvorstellbar nahe.
43:59 Und das Universum verwandelt sich. Die wichtigste Fusionsreaktion im Inneren sonnenähnlicher Sterne. Und in jedem Stern, der weniger als etwa 1, dreifache
44:09 Sonnenmasse hat, ist die Proton Protonkette. Sie ist die grundlegendste, die primitivste und gleichzeitig eleganteste
44:17 Form der Kernfusion, die das Universum kennt. Es ist die Reaktion, die die Sonne antreibt, die Reaktion, die das Licht produziert, das auf deinem Gesicht
44:27 liegt, wenn du in die Sonne schaust. Gehen wir sie durch, Schritt für Schritt. Der erste Schritt ist der schwierigste und der seltenste.
44:36 Zwei Protonen, zwei nackte Wasserstoffkerne, jedes aus einem einzigen positiv geladenen Teilchen bestehend, kommen im Kern der Sonne nahe
44:46 genug zusammen, dass der Quantentunneleffekt einsetzt und die Coulon Barriere überwunden wird. Sie berühren sich in einem physikalischen
44:54 Sinne, der mit unserer alltäglichen Vorstellung von Berühren wenig zu tun hat. Sie kommen in den Wirkungsbereich der starken Kernkraft. In diesem Moment
45:04 passiert etwas außergewöhnliches. Eines der beiden Protonen wandelt sich um. Es wird durch die schwache Wechselwirkung, eine der vier
45:12 fundamentalen Kräfte des Universums, in ein Neutron verwandelt. Dabei werden zwei weitere Teilchen emitiert. Ein Positron, das Antiteilchen des
45:22 Elektrons, mit positiver Ladung und ein Elektronneutrino. Das Ergebnis dieser Reaktion ist ein Deuteriumkern,
45:30 ein Kern, der aus einem Proton und einem Neutron besteht. Deuterium ist der schwere Bruder des gewöhnlichen Wasserstoffs. Während gewöhnlicher
45:39 Wasserstoff nur ein Proton im Kern hat, hat Deuterium ein Proton und ein Neutron. Das Positron, das bei dieser Reaktion
45:48 entsteht, lebt nur für eine winzige Zeitspanne. Es trifft fast sofort auf ein freies Elektron im umgebenen Plasma und die beiden vernichten sich
45:57 gegenseitig. Materie und Antimaterie, die zusammenkommen und vollständig in Energie umgewandelt werden. Zwei Gammaquanten werden emitiert,
46:08 hochenergetische Photonen, die die freigesetzte Energie davon tragen. Das Neutrino dagegen ist beinahe vollständig wechselwirkungslos.
46:17 Es durchquert den gesamten Stern. Alle 700 Millionen Kilometer vom Kern bis zur Oberfläche in etwa 2 Sekunden. Wechsel wirkt mit fast keinem einzigen anderen
46:28 Teilchen auf dem Weg und verlässt den Stern mit einem Bruchteil der Fusionsenergie. Neutrinos sind die geisterhafte
46:35 Begleitmusik der Kernfusion. Allein von der Sonne emitiert sie eine solche Menge, dass jede Sekunde etwa 600 Milliarden Neutrinos durch jeden
46:45 Quadratzentimeter der Erdoberfläche strömen. Auch durch deinen Körper, auch durch dich gerade jetzt in diesem Moment.
46:55 Die allermeisten dieser Neutrinos passieren nicht nur die Atmosphäre, nicht nur deinen Körper, sondern die gesamte Erde, ohne auch nur eine einzige
47:04 Wechselwirkung einzugehen. Sie sind real, sie sind da und wir spüren sie nicht. Aber zurück zum Kern der Sonne. Der neugebildete Deuterium Kern macht
47:15 sich sofort auf die Suche. Nicht im wörtlichen Sinne. Natürlich, er hat keine Absichten, keine Richtung, keinen Plan, aber er ist umgeben von Protonen
47:25 und statistisches gesehen trifft er sehr schnell auf eines davon. Diese Kollision ist viel häufiger und schneller als die erste Protonprotonkollision,
47:34 weil Deuterium eine höhere Fusionswahrscheinlichkeit hat als zwei nackte Protonen. Wenn ein Deuterium Kern auf ein Proton trifft, findet eine
47:43 weitere Fusionsreaktion statt. Deuterium und Proton verschmelzen zu Helium 3, einer Variante von Helium, die nur zwei Protonen und ein Neutron enthält, statt
47:53 der normalen zwei Protonen und zwei Neutronen. Dabei wird ein Gammaquant emitiert, hochenergetische Strahlung die Energie aus dem Kern abführt.
48:03 Diese zweite Reaktion ist deutlich häufiger als die erste und geht viel schneller von Statten. auf einer Zeitskala von Sekunden bis Minuten
48:12 verglichen mit den durchschnittlich 10 Milliarden Jahren der ersten Reaktion. Jetzt haben wir also Helium 3 im Kern der Sonne. Was passiert damit? Hier
48:23 beginnt die Proton Protonkette zu verzweigen. Es gibt mehrere mögliche Wege, auf denen Helium 3 weiter reagieren kann. Der bei weitem häufigste
48:32 in der Sonne, er macht etwa aller abgeschlossenen Zyklen aus, ist die sogenannte PP1 Kette. In der PP-Kette kollidieren zwei Helium drei
48:44 Kerne miteinander. Das ist wieder eine seltene Reaktion, weil beide positiv geladenen Kerne die Couom Barriere überwinden müssen. Aber es passiert. Und
48:54 wenn zwei Helium drei Kerne fusionieren, entsteht ein Helium 4 Kern, das normale stabile Helium, das wir kennen, zusammen mit zwei überschüssigen Protonen, die
49:04 wieder in den Pool der freien Protonen im Kern zurückkehren. Am Ende dieses Zykluss haben also sechs Protonen begonnen. Vier davon wurden zu
49:14 einem Helium 4 Kern zusammengeschmolzen. Zwei wurden zurückgewonnen und stehen für weitere Reaktionen zur Verfügung. Netto: vier Protonen haben sich in einen
49:25 Helium 4 Kern verwandelt. Zwei Positronen wurden emitiert, die sofort mit Elektronen vernichtet wurden. Zwei Neutrinos wurden emitiert und haben den
49:36 Stern verlassen. Gammastrahlung wurde emitiert und Energie wurde freigesetzt. Aber woher kommt diese Energie? Das ist die Frage, auf die das nächste Kapitel
49:48 eine genaue Antwort geben wird. Die kurze Antwort lautet: Die vier Protonen, die in diesen Reaktionen miteinander fusionierten, hatten zusammen eine
49:58 bestimmte Masse. Der Helium 4 Kern, der dabei entstand, hat eine kleinere Masse. Die fehlende Masse ist nicht verschwunden. Sie wurde umgewandelt in
50:09 Energie, in einem der berühmtesten Gleichgewichte der Physik. Aber bevor wir das vollständig verstehen können, ist es wichtig zu realisieren, wie
50:19 unvorstellbar oft dieser Prozess in der Sonne stattfindet. Pro Sekunde werden in der Sonne ungefähr 660 Millionen Tonnen Wasserstoff zu
50:29 Helium fusioniert. 660 Millionen Tonnen pro Sekunde. Das ist eine Zahl, die man besser gar nicht versucht, sich vorzustellen, aber sie erklärt, warum
50:41 die Sonne trotz der geringen Effizienz der einzelnen Reaktion so enorm viel Energie produziert. Von diesen 660 Millionen Tonnen
50:51 Wasserstoff pro Sekunde werden ungefähr 4,3 Millionen Tonnen nicht zu Helium, sondern zu reiner Energie, zu Photonen und Neutrinos.
51:03 Diese 4,3 Millionen Tonnen Masse verschwinden buchstäblich aus dem Universum, nicht als Materie, sondern als Strahlung.
51:14 4,3 Millionen Tonnen Materie pro Sekunde. Das ist die Energiequelle der Sonne. Nicht Verbrennung, nicht Gravitation,
51:24 sondern die direkte Umwandlung von Masse in Energie, vermittelt durch die stärkste Kraft des Universums und das Licht, dass diese Energie letztendlich
51:34 als sichtbares Licht aus der Sonne trägt, das ist das Licht, das auf der Erde ankam und in der Geschichte des Lebens so entscheidend war. Das Licht,
51:43 das Fotosynthese antreibt, das Licht, das die Atmosphäre wärmt. Das Licht, das durch dein Fenster fällt. Das Licht, dass du heute Nacht nicht siehst, weil
51:53 es durch die Erde gesperrt wird, aber dass die Sterne, die du siehst, mit derselben Energie produzieren. All das kommt aus diesem winzigen,
52:02 seltenen Tanz von zwei Protonen, die sich nahe genug kommen, um zu berühren. Und wenn sie das tun, wird Materie zu Licht.
52:12 Kapitel 6: Der Massendefekt. Wo die verschwundene Masse bleibt. Im Jahren 195 veröffentlichte Albert Einstein eine Reihe von Aufsätzen, die
52:23 die Physik für immer verändern sollten. Einer dieser Aufsätze war nur drei Seiten lang. Er trug den schlichten Titel: Ist die Trägheit eines Körpers
52:32 von seinem Energieinhalt abhängig? Die Antwort, die Einstein in diesen drei Seiten gab, war ja, nicht mit Einschränkungen, nicht unter bestimmten
52:41 Umständen, unbedingt, fundamental und universell. Und die Konsequenz dieser Antwort ist eine der einfachsten und gleichzeitig tiefgründigsten
52:51 Gleichungen, die je aufgeschrieben wurden. E = MC Quadrat. Energie ist gleich Masse mal dem Quadrat der Lichtgeschwindigkeit.
53:03 Diese Gleichung sagt etwas Radikales. Sie sagt, dass Masse und Energie keine getrennten Dinge sind. Sie sind zwei Seiten derselben Münze. Masse ist eine
53:13 Form von Energie. Energie ist eine Form von Masse und zwischen den beiden kann unter bestimmten Umständen umgewandelt werden. Der Faktor C², die
53:24 Lichtgeschwindigkeit im Quadrat ist dabei entscheidend. Die Lichtgeschwindigkeit beträgt ungefähr 300 Millionen Meter pro Sekunde. Das
53:32 Quadrat davon ist etwa 90.000 Billionen Joule pro Kilogramm. Das bedeutet, in einem einzigen Kilogramm Masse steckt eine Energiemenge von 90.000 Billionen
53:44 Joule. Das entspricht der Energie von etwa 20.000 1000 Atombomben. Das ist die Menge Energie, die freigesetzt würde, wenn ein Kilogramm Materie vollständig
53:54 in Energie umgewandelt würde. Vollständig, was in der Natur selten und nur partiell geschieht, aber im Inneren von Sternen zumindest teilweise. Wie
54:04 viel Masse geht bei der Proton Protonfusion verloren? Schauen wir es uns genau an. Ein Proton hat eine Ruhemasse von ungefähr 1,072522
54:17 atomare Masseneinheiten. Vier Protonen zusammen haben also eine Gesamtmasse von ungefähr 4,0 zu L59zig atomare Masseneinheiten.
54:28 Ein Helium 4 Kern, zwei Protonen und zwei Neutronen, hat eine Masse von nur etwa 4,002630
54:37 atomare Masseneinheiten. Die Differenz beträgt ungefähr 0,0286 atomare Masseneinheiten. Das ist der sogenannte Massendefekt.
54:49 Masse, die beim Übergang von vier Protonen zu einem Helium 4 Kern verschwindet, etwa 0,7% der ursprünglichen Masse. 0,7% klingt wenig
55:01 und bei einer einzigen Reaktion ist es das auch, aber multipliziert mit 660 Millionen Tonnen Wasserstoff pro Sekunde. Das sind ungefähr 4,3 Millionen
55:12 Tonnen Masse, die pro Sekunde vollständig in Energie umgewandelt werden. Und diese Energie gemäß E = MC² beträgt ungefähr 3,8 x 10 hoch 26 Joule
55:27 pro Sekunde. Das ist die Leuchtkraft der Sonne. 3,8 x 10 hoch 26 Watt. Alles aus dieser winzigen, fast vernachlässigbaren Massendefektprozentrate.
55:39 Es ist ein der faszinierendsten Aspekte der Kernphysik, dass die Masse eines Atomkerns nicht einfach die Summe der Massen seiner Bestandteile ist. Sie ist
55:48 kleiner, immer kleiner, denn die starke Kernkraft, die die Bestandteile des Kerns zusammenhält, bindet Energie. Und diese Bindungsenergie äußert sich als
55:59 eine Reduktion der Gesamtmasse. Man nennt das die Bindungsenergie pro Nukleon. Sie ist ein Maß dafür, wie fest die
56:07 Nukleonen, Protonen und Neutronen in einem bestimmten Atomkern zusammengebunden sind. Je höher die Bindungsenergie pro Nukleon, desto
56:16 stabiler der Kern. Die Bindungsenergie pro Nukleon ist nicht konstant. Sie steigt von Wasserstoff zu schwereren Elementen an,
56:24 erreicht ihr Maximum bei Eisen 56 und Nickel 62 und fällt dann für noch schwerere Elemente wieder ab. Das ist eine der wichtigsten Tatsachen der
56:35 Kernphysik, denn sie erklärt, warum Kernfusion Energie freisetzt und warum es eine Grenze dafür gibt, wie schwer die Elemente sein können, die durch
56:44 Fusion erzeugt werden. Wenn man leichtere Kerne zu einem schwereren Kern zusammenfügt, solange der Endkern auf der aufsteigenden Seite der
56:52 Bindungsenergiekurve liegt, also leichter als Eisen, dann ist der Endkern stabiler als die Ausgangsprodukte. Der Unterschied in der Bindungsenergie
57:02 wird als Massendefekt freigesetzt, gemäß E = McC². Das ist exothermische Fusion. Fusion, die Energie freisetzt. Wenn man hingegen
57:14 versucht, Elemente schwerer als Eisen durch Fusion zu erzeugen, bräuchte man Energie, um den Prozess anzutreiben. Man müsste Energie hineinpumpen, nicht
57:23 entnehmen. Das ist der Grund, warum in normalen Hauptre keine Elemente schwerer als Eisen durch Fusion erzeugt werden. Zumindest nicht in signifikanten Mengen.
57:34 Die Energie dafür wäre nicht verfügbar. Aber das ist das Ende des Lebens eines massereichen Sterns. Eine Geschichte, die wir im 10 und 11. Kapitel erzählen
57:43 werden. Jetzt wollen wir bei der Frage bleiben. Was passiert mit der Energie, die beim Massendefekt freigesetzt wird? Sie wird zunächst als hochenergetische
57:53 Gammastrahlung emitiert. Diese Gammaquanten, diese energiereichen Photonen, beginnen ihre Reise aus dem Kern Richtung Oberfläche. Aber diese
58:03 Reise ist weit komplizierter, als man denken würde, denn das Innere der Sonne ist für diese Strahlung keineswegs transparent. Es ist undurchdringlich.
58:13 Ein Gamma Quant, das im Sonnenkern emitiert wird, schafft es nicht einfach in gerader Linie bis zur Oberfläche. Es wird innerhalb von Bruchteilen eines
58:22 Zentimeters absorbiert und wieder emitiert. Dann wieder absorbiert, dann wieder emitiert, immer und immer wieder. Es macht eine Art Zufallsweg, einen
58:34 sogenannten Random Walk, bei dem es keine klare Richtung hat, nur zufällige Schritte in alle Richtungen. Dieser Random Walk dauert lang, sehr lang.
58:47 Schätzungen zufolge dauert es für ein Photon, das im Kern der Sonne emitiert wird, zwischen 10000 und einer Million Jahren, bis es die Oberfläche erreicht.
58:59 Aber dann dann verläßt es die Sonne in Minuten und 20 Sekunden. So lange dauert es, bis das Licht der Sonne die 8 Minuten und 20 Lichtminuten zur Erde
59:10 zurücklegt. Das Licht, das jetzt auf dein Gesicht trifft, hat im Inneren der Sonne möglicherweise hunderttausend Jahre
59:18 gewartet. Es ist älter als alle Menschheit und das ist nur der Anfang einer Geschichte, die noch viel seltsamer wird. Aber zunächst müssen wir
59:29 verstehen, wie dieses Gleichgewicht zwischen der Energie der Fusion und der Schwerkraft des Sterns aufrechhalten wird. Denn dieses Gleichgewicht ist
59:40 nicht selbstverständlich. Es ist fragil, es ist aktiv und es kann gebrochen werden. Warum explodiert ein Stern nicht einfach? Warum kollabiert er
59:51 nicht einfach wieder? Das ist die Frage des nächsten Kapitels. Kapitel 7: Warum ein Stern nicht einfach explodiert. Bei sehr massereichen
1:00:03 Sternen, Sternen mit mehr als dem Zehnfachen der Sonnenmasse, überwiegt der Strahlungsdruck sogar den Gasdruck. Diese Sterne leben gefährlich nahe an
1:00:12 der sogenannten Eddington Grenze, einem theoretischen Maximum der Leuchtkraft, bei der Strahlungsdruck stark genug wird, um die Gravitation zu überwinden
1:00:22 und das äußere Material des Sterns zu zerstreuen. Jenseits dieser Grenze wäre ein Stern nicht mehr stabil. Massereiche Sterne
1:00:31 leben daher an der Grenze ihrer Stabilität. Sie sind aggressiver, heißer, leuchtkräftiger und kurzlebiger.
1:00:39 Der Preis für ihre Helligkeit ist ein Leben, das hundert oder tausend mal kürzer ist als das Leben kleinerer sparsamerer Sterne. Die Sonne mit ihrer
1:00:49 moderaten Masse liegt weit von der Eddington Grenze entfernt. Sie ist ein gemächlicher, stabiler, langlebiger Stern. Kein Supergigant, kein explosiver
1:00:59 Riese. Einfach eine solide zuverlässige Energiequelle, die Milliarden von Jahren am gleichen Platz am Himmel stehen kann. Aber selbst die Sonne ist kein perfektes
1:01:09 System. Es gibt Konvektionsströme, Turbulenzen, Magnetfeldfluktuationen. Die Oberfläche der Sonne ist ein chaotisches, turbulentes, ständig sich
1:01:20 wandelndes Plasmamer, auf dem Sonneneruption und flaires ausbrechen wie Gewitter auf einem kosmischen Ozean. Und tief im Inneren, wo die Fusion
1:01:29 stattfindet, transportiert das heiße Plasmaenergie nach außen durch zwei fundamentale Mechanismen, Strahlungstransport und Konvektion.
1:01:39 Diese beiden Mechanismen sind der Schlüssel zum Verständnis, wie die im Kern erzeugte Energie überhaupt bis zur Oberfläche gelangt. Denn die Reise des
1:01:48 Lichts vom Kern zur Oberfläche ist keine Reise, sie ist eine Odysseée. Kapitel 8. Wie Energie aus dem Sternenkern zur Oberfläche gelangt. Wenn du heute Abend
1:01:58 in die Sonne schaust, natürlich nicht direkt, das schadet den Augen, dann siehst du das Licht, das jetzt die Sonne verlässt. Das Licht, das gerade eben vor
1:02:09 Minuten und 20 Sekunden die Oberfläche der Sonne verlassen hat und seither durch den Weltraum gereist ist, bis es deine Netzhaut trifft. 8 Minuten und 20
1:02:21 Sekunden. Das ist die Reisezeit des Lichts von der Sonne zur Erde durch den fast leeren Raum des Weltraums mit Millionen Mern pro Sekunde, aber die
1:02:33 Energie, die dieses Licht trägt, ist viel älter. Wie alt, das ist schwer zu sagen. Die Schätzungen schwanken erheblich, je
1:02:41 nachdem, welches Modell man verwendet. Aber ein typischer Wert liegt bei etwa 100.000 Jahren. Manche Modelle kommen sogar auf eine Million Jahre,
1:02:51 hundertta000 Jahre. Das ist die Zeit, die ein Photon, ein Lichtteilchen braucht, um vom Kern der Sonne bis zu ihrer Oberfläche zu gelangen. Wie ist
1:03:01 das möglich? Wie kann etwas, das mit Lichtgeschwindigkeit reißt, hundert Jahrtausende brauchen, um eine Strecke von 700 Millionen Kilometern
1:03:11 zurückzulegen. Die Antwort liegt in der extrem Dichte des Sonneninneren. Im Kern der Sonne ist das Plasma so
1:03:19 dicht, dass ein Photon, das bei einer Fusionsreaktion emitiert wird, nicht weit kommt, bevor es wieder absorbiert wird.
1:03:27 Die mittlere freie Weglänge, die durchschnittliche Strecke, die ein Photon zurücklegt, bevor es wieder absorbiert wird, beträgt im Sonnenkern
1:03:35 nur einige Millimeter, manchmal weniger. Dann wird es wieder emitiert, aber in eine zufällige Richtung. Es weiß nicht, wo die Oberfläche ist. Es hat keine
1:03:46 Vorzugsrichtung. Es bewegt sich einfach in irgendeine Richtung, wird wieder absorbiert, wieder emitiert, in wieder eine zufällige
1:03:54 Richtung. Das ist der Random Walk, der Zufallsweg. Ein physikalisches Konzept, das aus der Mathematik kommt und das beschreibt, wie
1:04:04 sich ein Teilchen bewegt, wenn jeder Schritt in eine zufällige Richtung führt. Ein Random Walk ist ineffizient, unglaublich ineffizient.
1:04:15 In einem idealen Random Walk in drei Dimensionen ist die mittlere zurückgelegte Gesamtdistanz proportional zur Wurzel der Anzahl der Schritte.
1:04:25 Wenn jeder Schritt einige Millimeter lang ist und das Photon 700 Millionen Kilometer zurücklegen muss, dann braucht es eine astronomische Anzahl von
1:04:35 Schritten und eine astronomische Zeit. Das ist der Strahlungstransport in der sogenannten Strahlungszone der Sonne. Die Strahlungszone erstreckt sich vom
1:04:45 Kern bis zu etwa 70% des Sonnenradius. In dieser Zone ist die Materie so heiß, dass sie den Energietransport hauptsächlich durch elektromagnetische
1:04:54 Strahlung bewältigt, durch diesen langsamen, mühsamen Random Walk der Photonen. Aber dann ab etwa 70% des Sonnenradius ändert sich etwas. Hier ist
1:05:05 die Temperatur auf etwa zwei Millionen Kelvin gesunken. Das ist immer noch heiß. Heiß genug, um alles, was wir auf der Erde kennen, in einem Augenblick zu
1:05:15 verdampfen. Aber relativ zum Sonnenkern ist es deutlich kühler, bei diesen niedrigeren Temperaturen beginnen bestimmte Elemente, insbesondere Eisen
1:05:26 und schwerere Ionen, ihre Elektronen wieder einzufangen. Das Plasma wird weniger gut für Strahlung durchlässig. Es wird Opaker.
1:05:36 Wenn das Plasma op wird, kann die Strahlung die Energie nicht mehr so effizient nach außen transportieren. Die Energie staut sich auf und wenn Energie
1:05:46 aufgestaut wird, steigt die Temperatur. Eine höhere Temperatur an einer Stelle bedeutet, dass heiße Blasen von Plasma entstehen, die sich nach oben bewegen,
1:05:57 weil heißes Material leichter ist als das umgebende kühlere Material und kühleres Material nach unten sinkt. Das ist Konvektion.
1:06:08 Konvektion kennen wir vom Kochtopf. Wenn Wasser am Boden eines Topfes erhitzt wird, steigen heiße Wasserwirbel auf. Kühles Wasser sinkt nach unten und es
1:06:17 entsteht eine zirkulierende Strömung, die den Energietransport übernimmt. In der Sonne passiert dasselbe, nur in einem Plasma aus ionisiertem Gas, in
1:06:27 einem Maßstab von hunderttausenden von Kilometern, getrieben von Temperaturunterschieden von Millionen von Grad.
1:06:35 Die Konvektionszone der Sonne erstreckt sich von etwa 70% des Sonnenradius bis zur Oberfläche. In dieser Zone wird der Energietransport dominiert von riesigen
1:06:46 konvektiven Strömungen, gigantischen Plasmazellen, die heiße Energie nach oben und kühleres Material nach unten transportieren.
1:06:56 Diese Konvektionszellen sind an der Oberfläche der Sonne sichtbar. Man nennt sie Granulationszellen oder Granula.
1:07:05 Jede Granulationszelle ist etwa 1000 bisend km groß, größer als Westeuropa und hat eine Lebenszeit von etwa 8 bis 10 Minuten. In der Mitte einer
1:07:16 Granulationszelle steigt heißes Plasma auf und leuchtet heller. An den Rändern sinkt kühleres Plasma ab und ist leicht dunkler. Die gesamte Sonnenoberfläche
1:07:27 ist von diesen Granulationszellen bedeckt. Wenn man die Sonne mit einem Teleskop betrachtet, dass die Oberfläche aufgelöst abbilden kann, sieht man ein
1:07:36 Muster, das wie die Oberfläche eines Topfes kochenden Wassers aussieht, aber auf einer Skala von Millionen von Kilometern. Es gibt auch größere
1:07:46 Konvektionsstrukturen, sogenannte Supergranulationszellen, die drei mal so groß wie normale Granulationszellen sind und Lebenszeiten
1:07:56 von etwa einem Tag bis mehreren Tagen haben. Und es gibt Hinweise auf noch größere Strömungen, Meso und Riesengranulationen,
1:08:05 deren genaue Natur noch erforscht wird. Diese Konvektionsströmungen sind nicht nur für den Energietransport wichtig, sie spielen auch eine entscheidende
1:08:14 Rolle beim Aufbau der Magnetfelder der Sonne. Wenn elektrisch leitende Flüssigkeit und Plasma ist sehr gut elektrisch leitend in Bewegung ist,
1:08:24 erzeugt sie Magnetfelder. Diese Magnetfelder wechselwirken mit dem Plasma und erzeugen die komplexe Magnetynamik der Sonne, die für
1:08:33 Sonnenflecken, Sonnenerruption und den elfährigen Sonnenfleckenzyklus verantwortlich ist. Aber das sind Details, die wir nicht weiter vertiefen
1:08:41 wollen. Was wichtig ist, die Energie, die im Kern der Sonne durch Kernfusion erzeugt wird, erreicht die Oberfläche der Sonne durch zwei Hauptmechanismen.
1:08:52 Zunächst durch Strahlungstransport, den langsamen, mühsamen Random Walk der Photonen durch die Strahlungszone. Dann durch Konvektion,
1:09:02 das aktive Hochpumpen von heißem Plasma durch die Konvektionszone. An der Oberfläche schließlich der sogenannten Photosphäre, wo das Plasma
1:09:12 dünn genug ist, dass Photonen fast ungehindert entkommen können, verlässt die Energie die Sonne als Strahlung, als Licht, als das Licht, das jetzt in
1:09:23 diesem Moment mit 300 Millionen Metern pro Sekunde durch den leeren Raum rast, dass die 8 Minuten Reisezeit zur Erde in einem winzigen Bruchteil der Zeit
1:09:35 zurücklegt, die es braucht, um vom Kern zur Oberfläche zu gelangen. Das Licht der Sonne ist eine Botschaft aus der Vergangenheit, nicht der fernen
1:09:45 Vergangenheit. Nur 8 Minuten liegt die Oberfläche zurück, aber die Energie, die dieses Licht trägt, stammt aus einer Vergangenheit, die hunderttausend Jahre
1:09:54 zurückreicht. Aus einer Zeit, als auf der Erde der Homo Sapiens gerade erst begann, über Europa und Asien zu wandern. Und dann
1:10:03 gibt es die anderen Sterne, die Sterne, die du heute Nacht siehst, deren Licht nicht acht Minuten, sondern Jahre, Jahrzehnte, Jahrhunderte, Jahrtausende
1:10:14 oder Milliarden von Jahren gereist ist, bevor es dein Auge erreicht. Das ist das Thema des nächsten Kapitels. Kapitel 9. Das Licht eines Sterns ist eine
1:10:25 Nachricht aus seiner Vergangenheit. Es gibt eine Vorstellung, die sobald man sie wirklich versteht, die Art verändert, wie man den Nachthimmel
1:10:33 betrachtet. Die Sterne, die du siehst, existieren nicht. Nicht in dem Sinne, dass sie nicht real wären. Sie sind real. Aber das, was du siehst, dieses
1:10:45 Licht, diese winzigen Punkte, die in der Nacht leuchten, das ist keine Gegenwart. Es ist Vergangenheit. Es ist Geschichte. Jeder Stern, den du siehst, sendete das
1:10:58 Licht, das jetzt in dein Auge fällt, zu einem Zeitpunkt aus, der je nach Entfernung des Sterns anders liegt. Der nächste Stern nach der Sonne,
1:11:08 Proxyentauri ist etwa 4er,2 Lichtjahre entfernt. Das bedeutet, das Licht, das du von Proxima Gentauri siehst, hat 4,2 Jahre
1:11:19 gebraucht, um dich zu erreichen. Du siehst diesen Stern so, wie er vor 4,2 Jahren war. Das klingt vielleicht unspektakulär.
1:11:28 Vier Jahre, das ist nicht viel, aber nehmen wir Beteiguze, den roten Riesenstern im Sternbild Orion. Gut erkennbar als rötlicher Stern in der
1:11:38 oberen linken Ecke des Orion. Betige ist ungefähr 700 Lichtjahre entfernt. Das Licht, das du von Betige siehst, verließ diesen Stern im Jahr ungefähr 1325,
1:11:51 zurzeit des europäischen Mittelalters, als Kriege über Europa wüteten und die Pest noch kommen sollte. Du siehst Betige so, wie er im Mittelalter war,
1:12:03 aber das ist noch nicht alles. Betige ist ein massereicher roter Überriesenstern, der sich am Ende seines Lebens befindet. Er ist so groß, dass
1:12:13 er, wenn er an der Stelle der Sonne wäre, die gesamte Erde und die Maßbahn umfassen würde und er wird irgendwann explodieren als Supernova. Die Frage
1:12:23 ist, hat er das vielleicht schon getan? Wir wissen es nicht. Wir können es nicht wissen. Wennige heute jetzt in diesem Moment als Supernova explodiert, dann
1:12:35 werden wir das erst in 700 Jahren erfahren. Das Licht der Explosion braucht 700 Jahre, um zu uns zu gelangen. Es ist durchaus möglich, und
1:12:44 in der Astrophysik wird das ernsthaft diskutiert, dass Betigeuze bereits explodiert ist, vielleicht vor dre Jahrhunderten, vielleicht vor 500
1:12:54 Jahren. Und das Licht dieser Explosion ist gerade jetzt auf dem Weg zu uns. In einigen Jahrhunderten könnte am Nachthimmel plötzlich ein neuer Stern
1:13:02 erscheinen, der so hell ist, dass er bei Tageslicht sichtbar wäre. Das Nachglühen einer Explosion, die Jahrhunderte zuvor stattgefunden hat. Wir schauen in die
1:13:13 Vergangenheit, wenn wir in den Himmel schauen. Und je weiter wir schauen, desto weiter reichen wir zurück. Das weiteste, was menschliche Teleskope je
1:13:22 gesehen haben, sind Galaxien. an den Rändern des beobachtbaren Universums. Das Licht dieser Galaxien hat fast 13,8 Milliarden Jahre gebraucht, um uns zu
1:13:33 erreichen. Wenn wir diese Galaxien beobachten, sehen wir das Universum so, wie es wenige hundert Millionen Jahre nach dem Urknall war. Diese Galaxien, so
1:13:43 wie wir sie sehen, existieren nicht mehr. Sie haben sich entwickelt, verändert, sind vielleicht mit anderen Galaxien verschmolzen.
1:13:52 Was dort jetzt ist, das können wir nicht sehen. Das Licht, das uns die aktuelle Situation zeigen würde, ist noch nicht angekommen. Es ist auf dem Weg. Es wird
1:14:03 in Milliarden von Jahren ankommen. Diese Tatsache macht die Astronomie zu einer Wissenschaft der Zeitreise. Jedes Teleskopbild ist eine Momentaufnahme der
1:14:13 Vergangenheit. Je leistungsfähiger das Teleskop, desto weiter kann man in die Vergangenheit schauen. Das James Web Space Telescope, das derzeit
1:14:22 leistungsfähigste Teleskop der Menschheit, sieht Galaxien, die nur wenige hundert Millionen Jahre nach dem Urknall existierten. schaut 13,5
1:14:33 Milliarden Jahre in die Vergangenheit. Und das Licht dieser uralten Galaxien, das Licht von Sternen, die längst erloschen sind, von Galaxien, die längst
1:14:42 nicht mehr so aussehen wie damals, reißt immer noch durch das Universum. Einige dieser Photonen haben Millionen von Galaxien passiert, wurden durch
1:14:52 Gravitationslinsen abgelenkt, haben interstellare Staubwolken durchdrungen und landen schließlich auf dem Detektor eines Teleskops in der Erdumlaufbahn.
1:15:02 Jedes Photon ist eine Botschaft. Jedes Photon trägt Informationen über den Ort und den Moment seiner Entstehung. Durch Spektropie, die Analyse des Spektrums
1:15:13 des Lichts, können Astronomen aus diesen Photonen unglaublich viele Informationen gewinnen. Die Temperatur des Sterns, der das Licht emitiert hat, die chemische
1:15:23 Zusammensetzung seiner Atmosphäre, seine Bewegungsgeschwindigkeit relativ zur Erde durch den Dopplereffekt, seine Gravitationsfeldstärke,
1:15:33 durch die Gravitationsrotverschiebung. Das Spektrum eines Sterns ist wie sein Fingerabdruck. Es ist einzigartig und erkennbar und es erzählt uns, was dieser
1:15:43 Stern war oder ist, wenn wir die Lichtlaufzeit berücksichtigen. Die erste Linie des Sonnenspektrums wurde bereits im frühen 19. Jahrhundert von dem
1:15:53 deutschen Optiker Josef von Frauenhofer entdeckt. Er beobachtete, dass das Sonnenlicht, wenn es durch ein Prisma in seine Farben aufgespalten wurde,
1:16:02 zahlreiche dunkle Linien enthielt. Linien, bei denen bestimmte Wellenlängen des Lichts fehlten. Diese Frauenhoferlinien, wie man sie heute
1:16:10 nennt, entstehen dadurch, dass bestimmte Elemente in der Sonnenatmosphäre bestimmte Wellenlängen des Lichts absorbieren. Wasserstoff absorbiert bei
1:16:19 bestimmten Wellenlängen, Helium bei anderen, Natrium bei wieder anderen. Durch die Analyse dieser Linien konnten Astronomen die chemische Zusammensetzung
1:16:29 der Sonnenatmosphäre bestimmen, ohne jemals physisch dorthinreisen zu müssen. Und tatsächlich, Helium, das zweitäufigste Element des Universums,
1:16:39 wurde zunächst im Sonnenspektrum entdeckt und erst später auf der Erde nachgewiesen. Sein Name kommt von Helios, dem griechischen Sonnengott. Das
1:16:49 Licht der Sterne ist mehr als Licht. Es ist Information, es ist Geschichte, es ist Wissen. Und manchmal ist es eine Erinnerung an etwas, das nicht mehr
1:17:00 existiert. Wenn du in der nächsten klaren Nacht nach draußen gehst und zum Himmel schaust und wenn du die Sterne bemerkst,
1:17:07 diese winzigen glitzernden Punkte, die so unbedeutend aussehen und es so grundlegend nicht sind, dann denk daran, du siehst nicht die Gegenwart. Du siehst
1:17:17 eine Vergangenheit, die Milliarden von Jahren zurückreicht. Du siehst das Licht von Sternen, die vielleicht noch leuchten, vielleicht längst erloschen
1:17:25 sind. Du siehst die Geschichte des Universums direkt am Nachthimmel. Und manche dieser Sterne sind nicht mehr die, die sie einmal waren. Manche haben
1:17:35 begonnen zu sterben, manche sind bereits tot. Was übrig bleibt, wenn ein Stern stirbt, das ist das Thema der nächsten Kapitel. Denn das Ende eines Sterns ist
1:17:45 nicht das Ende der Geschichte. Es ist oft erst der Anfang. Kapitel 10: Was passiert, wenn der Wasserstoff ausgeht? Jedes Leben hat ein Ende. Und das Leben
1:17:56 eines Sterns so immens, so unvorstellbar lang nach menschlichen Maßstäben, ist da keine Ausnahme. Die Sonne, unser Stern, hat seit ihrer Entstehung vor 4,6
1:18:10 Milliarden Jahren Wasserstoff im Kern zu Helium fusioniert. Dieser Prozess wird noch weitere fünf Milliarden Jahre andauern. Dann in einer Zeit so weit von
1:18:20 uns entfernt, daß alle menschliche Geschichte dazu wie ein Atemzug wirkt, wird der Wasserstoff im Sonnenkern erschöpft sein. Und was dann passiert,
1:18:30 ist eine der dramatischsten und faszinierendsten Sequenzen im Leben des Universums. Aber zuerst, warum geht der Wasserstoff aus? Die Sonne enthält eine
1:18:41 enorme Menge Wasserstoff. Warum kann sie nicht einfach immer mehr davon verbrennen? Die Antwort liegt in der Topografie des Sterns. Die Kernfusion
1:18:51 findet nicht in der gesamten Sonne statt. Sie findet nur im inneren Kern statt, in dem Bereich, wo Temperatur und Druck hoch genug sind. Das sind die
1:19:01 innersten etwa 10 bis 15% des Sonnenradius. Außerhalb dieses Kerns ist es zu kühl für Fusion. Und der entscheidende Punkt: Die Materie im Kern
1:19:12 wird nicht mit der Materie in den äußeren Schichten vermischt. Es gibt in der Sonne keine vollständige Konvektion, die Frischbrennstoff aus den äußeren
1:19:21 Schichten in den Kern transportieren würde. Die Sonne ist keine brodelnde durchmischte Kugel. Sie ist eine Kugel mit einer klaren Schichtstruktur und die
1:19:32 äußeren Schichten bleiben weitgehend getrennt vom Kern. Das bedeutet, nur das Wasserstoffmaterial, das sich im Kern befindet, steht als Brennstoff zur
1:19:42 Verfügung. Und wenn dieser Brennstoff verbraucht ist, hat der Kern ein Problem. Das Ende der Wasserstofffusion im Kern passiert graduell, nicht
1:19:51 plötzlich. Der Kern akkumuliert zunehmend Helium, das Fusionsprodukt. Das Helium ist zu schwer und zu inert,
1:20:00 um unter den aktuellen Bedingungen weiter zu fusionieren. Es sammelt sich im Zentrum und verdrängt den Wasserstoff nach außen. An diesem Punkt beginnt die
1:20:09 Wasserstofffusion in einer Schale um den Heliumkern. ein Prozess, den man Schalenbrennen nennt. Die Energie kommt jetzt nicht mehr aus dem Zentrum,
1:20:18 sondern aus einer scheibenförmigen Zone um den inerten Heliumkern herum. Diese Veränderung hat dramatische Konsequenzen für die Struktur des Sterns.
1:20:29 Mit dem Schalenbrennen wird mehr Energie produziert als zuvor. Die äußeren Schichten des Sterns werden stärker erhitzt und beginnen zu expandieren.
1:20:39 Der Stern bläht sich auf. Er wird größer, viel größer. In der Sonne wird dieser Prozess in etwa 5 Milliarden Jahren stattfinden. Wenn er abläuft,
1:20:49 wird sich die Sonne zu einem roten Riesenstern entwickeln, einem Stern, dessen Radius vielleicht das 100 bis 200fache des heutigen Sonnenradius
1:20:58 beträgt. so groß, daß er die Erde und möglicherweise auch die Venus und den Mars in sein Plasma einschließen würde. Die Erde würde in der Sonne versinken,
1:21:09 buchstäblich, aber das ist noch nicht das Ende. Während sich die äußeren Schichten aufblehen und der Stern zum Roten Riesen
1:21:17 wird, passiert im Kern etwas anderes. Der Heliumkern, der keine Energie mehr produziert, beginnt unter der Schwerkraft zu kollabieren. Er wird
1:21:26 dichter und heißer. Die Temperatur steigt, während der Kern schrumpft. Schließlich nach Millionen von Jahren ist der Heliumkern heiß genug, ungefähr
1:21:38 100 Millionen Kelvin. Bei dieser Temperatur kann eine neue Fusionsreaktion starten, das Heliumbrennen.
1:21:47 Im Heliumbrennen fusionieren drei Heliumkerne. Helium 4 zu einem Kohlenstoffkern, Kohlenstoff 12. durch den sogenannten
1:21:56 drei Alpha Prozess. Dabei wird wieder Energie freigesetzt. Der Stern stabilisiert sich erneut. Für Sterne mit der Masse der Sonne oder wenig mehr
1:22:07 endet die Entwicklung nach dem Helium brennen. Der Kohlenstoffsauerstoffkern, der übrig bleibt, ist nicht heiß genug für weitere Fusionsreaktionen.
1:22:17 Der Stern hat keinen Brennstoff mehr. In diesem Stadium werden die äußeren Schichten des Sterns durch den starken Sternwind abgestoßen, in einem
1:22:26 gewaltigen, langsamen Ausatmen, das über zehntausende von Jahren andauert. Die abgestoßenen Schichten expandieren in den umgebenen Raum und bilden eine
1:22:36 leuchtende Hülle aus heißem, ionisiertem Gas, einen planetarischen Nebel. Der Name ist historisch bedingt und irreführend. Er hat nichts mit Planeten
1:22:47 zu tun. Er kommt daher, daß früher Astronomen diese kreisförmigen leuchtenden Gaswolken im Teleskop an Planetenscheiben erinnerten. Im Zentrum
1:22:57 eines planetarischen Nebels bleibt der nackte Kohlenstoff Sauerstoffkern des ehemaligen Sterns zurück. Ein weißer Zwerg, ein Objekt, das die Größe der
1:23:07 Erde hat, aber die Masse der Sonne. Eine Materedichte, die jeden Teelöffel voll zu mehreren Tonnen macht. Ein weißer Zwerg fusioniert nichts mehr. Er strahlt
1:23:18 nur noch Restwärme ab. Langsam über Milliarden von Jahren kühlt er ab. Irgendwann in einer Zeit, die die aktuelle Lebenszeit des Universums weit
1:23:28 übersteigt, wird er aufgehört haben zu leuchten und zu einem schwarzen Zwerg werden, einem dunklen, kalen, innährten Überrest. Aber das ist das Schicksal
1:23:38 kleiner und mittlerer Sterne. Sterne wie die Sonne. Die Geschichte massereicher Sterne ist dramatischer, viel dramatischer.
1:23:48 Massereiche Sterne, solche mit mehr als acht oder zehn Sonnenmassen, leben kurze Leben, aber sie verbrennen hell. Ein Stern mit 20 Sonnenmassen lebt
1:23:58 vielleicht nur 10 Millionen Jahre, zehn mal weniger als die Sonne, die viereinhalb Milliarden Jahre alt ist. Aber in diesen zehn Millionen Jahren
1:24:07 treibt er seine Entwicklung mit einer Intensität voran, die alle anderen Stertypen übertrifft. Nach dem Wasserstoffbrennen zündet auch
1:24:16 bei massereichen Sternen das Heliumbrennen, aber danach hört es nicht auf. Der Kohlenstoffkern wird heiß genug für weitere Fusion. Kohlenstoffbrennen,
1:24:26 das Elemente wie Neon, Magnesium und Sauerstoff produziert. Dann Neonbrennen, dann Sauerstoffbrennen, dann Silizium brennen. Jede Phase brennt
1:24:38 schneller als die vorherige. Das Wasserstoffbrennen dauert Millionen von Jahren. Das Heliumbrennen dauert hunderttausende von Jahren. Das
1:24:47 Kohlenstoffbrennen dauert tausende von Jahre. Das Neonbrennen dauert Jahre. Das Silizium brennen, die letzte Phase, dauert nur eine einzige Woche, sieben
1:24:59 Tage, die letzte Woche des Lebens eines massereichen Sterns. Dann ist der Siliziumbrennung erschöpft. Was übrig bleibt, ist ein Eisenkern.
1:25:10 Eisen kann nicht mehr fusioniert werden, zumindest nicht auf eine Weise, die Energie freisetzt. Das Eisen liegt am Maximum der Bindungsenergiekurve.
1:25:20 Keine weiterer Fusionsprozess würde Energie freigeben. Der Stern hat seine Energiequelle verloren und das ist der Moment, auf den die gesamte Entwicklung
1:25:30 hingearbeitet hat. Der Eisenkern beginnt in Bruchteilen einer Sekunde zu kollabieren. Er kollabiert so schnell und so gewaltsam, dass die Dichte die
1:25:40 eines Atomkerns übersteigt. Der Kern wird zu einem Neutronenstern, einem Objekt von nur 20 km Durchmesser, aber eineinhalb bis zwei Sonnenmassen. Die
1:25:52 fallenden äußeren Schichten des Sterns prallen auf den harten Neutronenstern auf und werden nach außen zurückgeschleudert.
1:26:00 Die Energie, die dabei freigesetzt wird, ist gewaltig, größer als alles, was die Sonne in ihrer gesamten Hauptrebensdauer an Energie produziert hat. Das Ergebnis
1:26:10 ist eine Supernova. Für einige Wochen leuchtet die Supernova so hell wie eine gesamte Galaxie. Es ist das hellste Ereignis im Universum
1:26:21 neben Gammastrahlenausbrüchen. Und in dieser Explosion werden Elemente schwerer als Eisen erzeugt. Die Elemente, die durch normale Sternfusion
1:26:31 nicht entstehen können. Gold, Platin, Uran. Blei. All diese schweren Elemente entstehen in den Schockwellen und dem extremen Neutronenfluss der Supernova
1:26:44 und werden in den interstellaren Raum geschleudert. Das ist das Ende des Sterns und gleichzeitig der Anfang von etwas Neuem. Kapitel 11. Aus Sternen
1:26:56 entsteht die Welt. In der Mitte deiner Hand, wenn du sie jetzt anschaust, befindet sich Kohlenstoff. Kohlenstoff in deinen Knochen,
1:27:04 Kohlenstoff in deinen Muskeln, Kohlenstoff in deiner DNA. Dieser Kohlenstoff, der gerade Teil von dir ist, hat eine Geschichte, eine lange
1:27:15 Geschichte. Eine Geschichte, die Milliarden von Jahren zurückreicht und die durch das Innere eines Sterns führt. Der Kohlenstoff in deinem Körper
1:27:24 entstand nicht auf der Erde. Er entstand im Inneren eines Sters. Eines Sterns, der längst nicht mehr existiert, der Milliarden von Jahren vor der Entstehung
1:27:34 unseres Sonnensystems gelebt und gestorben ist. Im Heliumbrennen dieses Sterns durch den drei Alpha Prozess wurden Heliumkerne zu
1:27:43 Kohlenstoff fusioniert. Dieser Kohlenstoff wurde, als der Stern am Ende seines Lebens seine Hülle abwarf oder als Supernova explodierte, in den
1:27:52 interstellaren Raum geschleudert. Er trieb durch den Weltraum Jahrhundert Tausende, Jahr Millionen, Jahr Milliarden.
1:28:02 Dann vor etwa 4er,6 Milliarden Jahren begann eine Gaswolke am Rand der Milchstraße zu kollabieren, vielleicht ausgelöst durch die Schockwelle einer
1:28:11 nahegelegenen Supernova. Aus dieser Gaswolke entstand unsere Sonne und aus dem Überresten der Gaswolke, dem Material, das nicht in die Sonne
1:28:20 aufgesaugt wurde, entstanden die Planeten, darunter die Erde, und der Kohlenstoff, den frühere Sterngenerationen in den Raum
1:28:29 geschleudert hatten, wurde Teil der Erde, wurde Teil des frühen Lebens, das sich vor etwa 3,8 Milliarden Jahren zum ersten Mal auf der Erde entwickelte,
1:28:39 wurde weitergegeben von Generation zu Generation. von Organismus zu Organismus über Jahren der Evolution und jetzt ist er in dir.
1:28:51 Das ist keine Metapher, das ist buchstäbliche, wissenschaftlich belegte Wahrheit. Die Atome in deinem Körper stammen aus dem Inneren von Sternen. Die
1:29:02 meisten von ihnen Kohlenstoff, Sauerstoff, Stickstoff, Schwefel, entstanden in Sternen, die vor der Entstehung unseres Sonnensystems gelebt
1:29:11 und gestorben haben. Nur der Wasserstoff in deinem Körper, ein wesentlicher Bestandteil des Wassers, aus dem du zu etwa 60% bestehst, ist uralt.
1:29:22 Der Wasserstoff entstand in den ersten Minuten nach dem Urknall. 13,8 Milliarden Jahre vor heute. Er hat die gesamte Geschichte des Universums
1:29:33 überlebt, wurde möglicherweise Teil von Sternen, die längst erloschen sind und ist schließlich in dich gelangt. Du trinkst Wasser, das Wasserstoff enthält,
1:29:43 der fast so alt ist wie das Universum selbst. Diese Tatsache ist eine der tiefgründigsten und gleichzeitig nüchternsten Erkenntnisse der modernen
1:29:53 Astronomie. Wir sind nicht nur Teil des Universums, wir sind buchstäblich aus dem Universum gemacht, aus demselben Material, aus dem Sterne gemacht sind,
1:30:03 aus Überresten von Sternen, die lange vor unserer Sonne gelebt und gestorben haben. Der Astrophysiker Karl Sagan hat es einmal in einer Formulierung
1:30:11 zusammengefasst, die so präzise und so emotional zugleich ist, dass man sie kaum verbessern kann. Wir sind Sternenstaub,
1:30:21 nicht bildlich, nicht poetisch. buchstäblich, aber die Geschichte geht weiter, denn die Atome, die in deinem Körper sind, waren nicht immer dort. Sie
1:30:32 werden auch nicht immer dort sein. Der Kohlenstoff, der jetzt in deinen Zellen ist, war vor vier Milliarden Jahren vielleicht Teil eines primitiven
1:30:40 Meeresbakteriums, vor dre Milliarden Jahren vielleicht in einem frühen Fahn, vor 300 Millionen Jahren in einem Dinosaurier, vor 100
1:30:49 Jahren in einem Baum und eines Tages nach deinem Tod wird dieser Kohlenstoff wieder freigesetzt werden und in neue Organismen eingehen, in andere
1:31:00 Lebewesen, vielleicht in Bäume, in Tiere. In Menschen, die in Jahrtausenden leben werden. Materie kreist, sie recyclet
1:31:10 sich. Sterne sind ein Teil dieses Kreislaufs, ein sehr wichtiger Teil, weil sie die Orte sind, an denen neue komplexere
1:31:19 Elemente erschaffen werden, die dann verteilt werden und in neuen Strukturen, neuen Sternen, neuen Planeten, neuem Leben aufgehen. Und dieser Kreislauf
1:31:28 läuft weiter. Gerade jetzt in diesem Moment in der Milchstraße entstehen jedes Jahr irgendwo zwischen einer und drei neue Sterne. in anderen Galaxien
1:31:39 mehr oder weniger abhängig von der Sternentstehungsrate. Manche Galaxien sind sogenannte Starburst Galaxien, in denen die
1:31:48 Sternentstehungsrate 100 oder tausend mal höher ist als in unserer Milchstraße. Dort entstehen Sterne in rasantem Tempo aus den reichen
1:31:57 Gasreserven der Galaxie und irgendwo in der Milchstraße wird auch gerade ein Stern sterben. Eine Supernova, die wir vielleicht nicht einmal sehen können,
1:32:08 weil sie hinter dichten Staubwolken stattfindet, aber die trotzdem Elemente in den interstellaren Raum schleudert. Elemente, die eines Tages Teil eines
1:32:18 neuen Sterns sein werden oder eines neuen Planeten oder vielleicht in einer Ewigkeit von Zeit Teil eines neuen Lebewesens. Das Universum ist nicht
1:32:30 statisch. Es ist ein kontinuierlicher Prozess, eine kontinuierliche Metamorphose. Materie verwandelt sich, Energie
1:32:39 verwandelt sich, Sterne entstehen und vergehen und aus ihrem Vergehen entsteht das Material für das Nächste. Was bedeutet das für die Zukunft? In etwa
1:32:51 sieben bis acht Milliarden Jahren wird auch unsere Sonne ihr Ende finden. Sie wird sich zum roten Riesen aufblehen. Die Erde wird verglühen oder verschluckt
1:33:00 werden. Der Kern der Sonne wird zum weißen Zwerg werden, der langsam erkaltet. Aber das Material der Sonne, ein
1:33:09 Großteil davon, wird durch den Sternwind und die Bildung eines planetarischen Nebels in den interstellaren Raum zurückgegeben.
1:33:18 Dieses Material wird mit anderen Gasen und Stäuben in der Milchstraße vermischt und vielleicht vielleicht wird es eines Tages Teil eines neuen Sterns sein,
1:33:28 eines neuen Planetensystems, einer neuen Erde. Wir wissen nicht, ob auf dieser neuen Erde Leben entstehen wird. Wir wissen nicht, ob dieses Leben
1:33:38 intelligent sein wird, ob es die Sterne betrachten und sich fragen wird, warum sie leuchten. Aber wir wissen, dass die Atome, die dieses Leben ausmachen
1:33:48 würden, in einem Kreislauf von Milliarden von Jahren gereist sein werden. Durch Sterne, durch den interstellaren Raum, durch neue Sterne,
1:33:58 durch neue Planeten, bevor sie Teil von etwas lebendigem werden. Und so schließt sich der Kreis. Sterne leuchten, weil sie fusionieren. Sie fusionieren, weil
1:34:09 die Gravitation sie erschafft und komprimiert. Die Gravitation erschafft sie, weil das Universum aus dem Urknall hervorgegangen ist und die Materie, die
1:34:19 dabei entstand, unter dem Einfluss der Schwerkraft zusammenfand. Und die Elemente, die Sterne in ihrem Inneren erschaffen und beim Sterben
1:34:28 verteilen, sind die Grundbausteine für alles, was danach kommt. Alles, was du bist. Alles was du siehst, alles was
1:34:38 existiert. Es gibt eine Nacht, die man nicht vergisst. Eine Nacht, in der man weit
1:34:45 genug weg von den Lichtern der Stadt ist, in der der Himmel wirklich schwarz ist und die Sterne so zahlreich erscheinen, dass man einen Moment lang
1:34:54 das Gefühl hat, der Himmel würde sich senken. Und wenn man dann wirklich hinsieht, nicht einfach drüber hinwegblickt, sondern tatsächlich
1:35:02 hinsieht, dann fällt einem etwas auf, das tagsüber und in der Gleichgültigkeit des Alltags immer wieder übersehen wird. Die Sterne sind nicht alle gleich. Sie
1:35:14 sind nicht alle dieses anmische, flimmernde Weiß, dass man ihnen aus der Erinnerung zuschreibt. Manche leuchten rötlich, manche bläulich, manche
1:35:25 warmweiß, manche fast orange. Wenn du im Winter in den Orion schaust, dieses markante Sternbild, das wie ein Jäger aussieht, der mit ausgestreckten Armen
1:35:36 am Himmel steht, dann siehst du oben links einen deutlich rötlichen Stern. Beteigze. Und unten rechts an der anderen Schulter
1:35:46 des Jägers leuchtet Riggle in einem kalten, fastblaustichigen Weiß. Zwei Sterne, beide hell, beide imselben Sternbild und doch grundlegend
1:35:57 verschieden. Warum? Die Antwort, die die Physik auf diese Frage gibt, ist eine der schönsten in der gesamten Naturwissenschaft,
1:36:06 denn die Farbe eines Sterns ist keine zufällige Eigenschaft, kein kosmischer Zufall. Sie ist ein direktes, präzises, unvermitteltes Fenster in das Innenleben
1:36:18 des Sterns. Sie ist ein Maß für seine Temperatur und seine Temperatur sagt uns fast alles. Wie groß er ist, wie lange er noch leben wird, was in seinem
1:36:29 Inneren passiert und wo er sich in der kosmischen Geschichte befindet. Farbe ist Temperatur. Das ist der Kern dieser Geschichte. Um
1:36:39 das zu verstehen, muss man über Strahlung nachdenken. Jeder Körper, der eine Temperatur über dem absoluten Nullpunkt hat, strahlt
1:36:47 elektromagnetische Wellen ab. Nicht nur heiße Körper, jeder. Du strahlst gerade jetzt Wärmestrahlung ab, Infrarotstrahlung,
1:36:57 unsichtbar für das menschliche Auge, aber real. Eine Wärmebildkamera würde dich im Dunkeln leuchten sehen. Je heißer ein
1:37:05 Körper ist, desto mehr Energie strahlt er ab und desto kurzwelliger, desto energiereicher wird der Schwerpunkt seiner Strahlung.
1:37:14 Bei niedrigen Temperaturen liegt der Energiepak der Strahlung im Infraroten, unsichtbar für uns. Wenn ein Körper heißer wird, verschiebt sich der Piak in
1:37:24 sichtbares Spektrum. zunächst ins rote, dann ins Orangi, ins gelbliche, dann ins weiße, dann ins bläuliche. Das ist kein Zufall, das ist exakte Physik,
1:37:37 beschrieben durch das Planische Strahlungsgesetz und das Wiensche Verschiebungsgesetz. Das Wienche Verschiebungsgesetz sagt
1:37:44 präzise, bei welcher Wellenlänge ein sogenannter schwarzer Strahler, ein idealer, perfekt absorbierender und emitierender Körper seinen Strahlungspak
1:37:55 hat. und zwar in Abhängigkeit von seiner Temperatur. Die Formel ist so elegant, dass sie auf
1:38:01 eine Postkarte passt. Die Wellenlänge des Peaks multipliziert mit der Temperatur ergibt eine Konstante. Je höher die Temperatur, desto kürzer die
1:38:10 Wellenlänge, desto blauer das Licht. Sterne sind keine perfekten schwarzen Strahler. Sie haben Atmosphären, Absorptionslinien,
1:38:20 komplexe innere Strukturen. Aber sie kommen diesem Ideal sehr nah. Nah genug, dass die Farbe, die wir sehen, ein guter Annäherungswert für die Temperatur ihrer
1:38:29 Oberfläche ist. Und jetzt schau dir noch einmal Beteigz und Riegel an. Betuze leuchtet rötlich, weil seine Oberfläche, die Fotosphäre, eine Temperatur von
1:38:41 ungefähr 3000 bis dreieinhalb Kelvin hat. Das ist heiß, gemessen an allem, was wir aus dem Alter kennen, aber für einen Stern ist das kühl. Bei dieser
1:38:52 Temperatur liegt der Strahlungssbieg im roten und Infraroten, was dem Stern seine charakteristische Rotfärbung verleiht.
1:39:00 Regel dagegen ist ein blauweißer Überriesenstern mit einer Oberflächentemperatur von ungefähr 12000 Kelvin, dreimal so heiß wie Betigeuze.
1:39:11 Sein Strahlungspak liegt im blauen und nahen ultravioletten Bereich des Spektrums. Das, was wir als blauweißes Licht
1:39:19 wahrnehmen, ist die sichtbare Spitze eines Spektrums, das sich weit in den Ultraviolettbereich erstreckt. Die Sonne hat eine Oberflächentemperatur
1:39:28 von etwa 5800 Kelvin. Ihr Strahlungspak liegt im gelbgrünen Bereich des sichtbaren Lichts. Interessanterweise erscheint uns die Sonne am Himmel weiß
1:39:38 bis gelblich. Das Gelbliche kommt teils daher, dass die Erdatmosphäre blaues Licht stärker streut und die Sonne damit für unser Auge gelblicher erscheinen
1:39:48 lässt, als sie physikalisch gesehen ist. Im Weltraum von einem Raumschiff aus betrachtet ist die Sonne blendend weiß. Diese Beziehung zwischen Farbe und
1:39:59 Temperatur ist der Schlüssel zu einem der mächtigsten Werkzeuge der Astronomie, der Spektralklassifikation von Sternen. Im frühen 20. Jahrhundert
1:40:08 begannen Astronomen die Sterne systematisch nach ihren Spektren zu sortieren. Die Spektren, also die charakteristischen Muster von
1:40:17 Absorptions- und Emissionslinien im Licht eines Sterns, hängen direkt von der Oberflächentemperatur ab. Bei verschiedenen Temperaturen sind
1:40:25 verschiedene Elemente ionisiert oder neutral und nur ionisierte oder neutrale Atome in einem bestimmten Energiezustand hinterlassen bestimmte Linien im
1:40:35 Spektrum. Die Spektrallinien sind also nicht nur ein chemischer Fingerabdruck, sie sind auch ein thermisches Thermometer.
1:40:43 Das Ergebnis dieser Klassifikation ist eine Einteilung, die heute als Harvard Klassifikation bekannt ist und die fast die gesamte Astronomie des 20.
1:40:52 Jahrhunderts geprägt hat. Sterne werden in Spektralklassen eingeteilt, die mit den Buchstaben O, B, A, F, G, K und M bezeichnet werden. Eine Reihenfolge, die
1:41:06 von den heißesten zu den kühlsten Sternen führt. Um sich diese Reihenfolge zu merken, haben Generationen von Astronomiestudenten
1:41:13 den englischen Merksatz verwendet Obe Fine Girl Kiss Me oder in einer moderneren Version Obi a Fine Guy Kiss Me. In deutschen Lehrbüchern gibt es
1:41:25 ähnliche Eselsbrücken, aber der Buchstabensatz selbst ist universal. Was verbirgt sich hinter diesen Klassen? Klasse O sind die heißesten Sterne im
1:41:35 Universum. Riesen mit Oberflächentemperaturen von 30ß.000 bis über 100000 Kelvin. Sie leuchten intensiv blau und ultra violett. Ihre
1:41:45 Leuchtkraft ist unvorstellbar. Ein einzelner O-Stern kann eine Million mal so leuchtkräftig sein wie die Sonne. Diese Sterne sind selten. Im gesamten
1:41:55 Universum gibt es nur einen kleinen Bruchteil aller Sterne in dieser Klasse, aber sie dominieren optisch die Regionen, in denen sie entstehen. Ihre
1:42:03 Strahlung ist so energiereich, dass sie das Wasserstoffgas in ihrer Umgebung ionisieren. Die in riesigen leuchtenden Nebelwolken, die man auf Bildern von
1:42:11 Sternenhaufen sieht, wie den berühmten Pillars of Creation im Adlernebel, sind das direkte Ergebnis der brutalen ultravioletten Strahlung von O-Sernen in
1:42:21 ihrer Mitte. Aber O-Sterne zahlen einen hohen Preis für ihre Pracht. Sie sind Sprinter unter den Sternen. Ihre Leuchtkraft ist so enorm, dass sie ihren
1:42:30 Wasserstoffvorrat in nur wenigen Millionen Jahren verbrauchen. Ein kosmischer Wimpernschlag, dann sterben sie. Dramatisch, gewaltsam als
1:42:39 Supernova. Sie sind die Sterne, die die schwersten Elemente erzeugen und in den interstellaren Raum schleudern. Klasse B sind ebenfalls heiße blaue Sterne, etwas
1:42:50 kühler als O-Ne. Aber immer noch zwischen 10 und 30.000 Kelvin heiß. Riegel im Orion ist ein B-Stern. Auch die Pleaden, jener bekannte offene
1:43:01 Sternhaufen im Sternbild Stier, der in klaren Nächten als blaue Punktegruppe sichtbar ist, sind dominiert von hellen B-Sternen. Klasse A schließt Sterne wie
1:43:11 Sirius ein, den hellsten Stern am irdischen Nachthimmel, ungefähr 8,7 Lichtjahre entfernt. Sirius hat eine Oberflächentemperatur
1:43:20 von etwa 10 000 Kelvin und erscheint strahlend weiß. manchmal mit einem leichten Blaustich. A-Sterne zeigen sehr starke Wasserstoffabsorptionslinien
1:43:30 in ihren Spektr. Wasserstoff ist bei ihren Temperaturen in einem Zustand, in dem er genau die richtigen Photonenenergien absorbiert, um im
1:43:38 Sichtbaren starke Linien zu hinterlassen. Klasse F sind Sterne wie Prokion, gelblich weiß zwischen 6 und 7in Kelvin heiß. Klasse G ist die Klasse
1:43:50 unserer Sonne. Zwischen etwa 5000 und 6000 Kelvin, gelb bis gelbweiß. Der Buchstabe G sollte deshalb für jeden Menschen auf der Erde eine besondere
1:44:00 Bedeutung haben. Wir leben um einen G-Stern. Unser gesamtes Leben, unsere Evolution, unsere Biologie ist um das Spektrum eines G-sterns herum
1:44:09 entstanden. Kein Zufall, daß das Auge des Menschen seinen Piak der Empfindlichkeit bei etwa Nanometern hat. Genau dem grün gelblichen Bereich, in
1:44:20 dem ein G-Stern den Großteil seiner Strahlungsenergie aussendet. Unsere Augen sind buchstäblich auf unseren Stern kalibriert. Klasse K sind
1:44:29 orangefarbene Sterne, kühler als die Sonne zwischen dreieinhalb und 5000 Kelvin. Akturus, der hellste Stern der nördlichen Hemisphäre nach Sirius, ist
1:44:41 ein K-Stern, ein orangefarbener Riese und schließlich Klasse M, die roten Zwerge, die kühlsten, kleinsten, schwächsten Sterne. Temperaturen
1:44:52 zwischen 2000 und dreieinhalb Kelvin, oranger bis tiefrot. Beteiguze ist zwar spektral ein M-stern, aber er ist ein roter Überriese, ein
1:45:04 ehemaliger massereicher Stern, der sich am Ende seines Lebens enorm aufgebläht hat und deshalb trotz seiner niedrigen Oberflächentemperatur
1:45:12 insgesamt sehr leuchtkräftig ist. Die M-Sterne sind das numerische Rückgrad des Universums. Schätzungen zufolge sind etwa 70 bis 75% aller Sterne. In der
1:45:23 Milchstraße rote Zwerge der Klasse M. Sie sind so häufig, daß sie die schiere Masse an Sternen dominieren, aber sie sind so lichtschwach, daß kein einziger
1:45:34 roter Zwerg mit bloßem Auge von der Erde aus sichtbar ist. Nicht einmal der nächste Stern überhaupt, Proxima Chentauri, der ein roter Zwerg der
1:45:43 Klasse M ist und nur 4,2 Lichtjahre entfernt steht. Rote Zwerge sind in gewissem Sinne das Gegenteil der Osterne. Sie sind sparsam bis zur
1:45:54 Sparsamkeit. Ihre Fusionsrate ist so niedrig, daß manche von ihnen theoretisch Billionen von Jahren lang brennen können, weit
1:46:03 länger als das aktuelle Alter des Universums. Das Universum ist 13,8 Milliarden Jahre alt. Der längst lebige rote Zwerg könnte theoretisch noch
1:46:14 einmal 20ß Billionen Jahre oder länger brennen. Diese Sterne werden lange nach allem anderen noch leuchten, lange nachdem die Sonne erkaltet ist, lange
1:46:23 nachdem alle Galaxien sich aufgelöst haben. Aber jetzt, jetzt in diesem Alter des Universums sind sie nur eine leise Glut am Himmel, unsichtbar für uns,
1:46:34 geduldig, unvermeidlich. Und es gibt noch eine weitere Dimension dieser Geschichte, die weit über die bloße Klassifikation von Sternfarben
1:46:43 hinausgeht. Das Herzsprung Russell Diagramm. Es ist eines der bedeutendsten Diagramme, die in der Geschichte der Naturwissenschaft
1:46:52 je gezeichnet wurden. Es entstand Anfang des 20. Jahrhunderts, unabhängig voneinander durch die Arbeit des dänischen Astronomen Ein Herzsprung und
1:47:02 des amerikanischen Astronomen Henry Norris Russell. Beide hatten dieselbe Idee, Sterne in einem Koordinatensystem aufzutragen, das auf der einen Achse
1:47:12 ihre Helligkeit oder Leuchtkraft zeigt und auf der anderen ihre Farbe oder Temperatur. Was dabei herauskam, war eine der
1:47:20 größten Überraschungen der frühen Astronomie. Die Sterne verteilten sich nicht zufällig über dieses Diagramm. Sie
1:47:27 gruppierten sich in klar erkennbare Muster. Etwa 90% aller Sterne liegen auf einem diagonalen Streifen, der von oben links, heiß und leuchtkräftig nach unten
1:47:39 rechts kühl und lichtschwach verläuft. Diesen Streifen nennt man die Hauptreihe. Er ist der Ausdruck einer fundamentalen physikalischen Wahrheit,
1:47:50 daß Sterne auf der Hauptreihe in einem stabilen Gleichgewicht sind, Wasserstoff fusionieren und das Masse, Temperatur und Leuchtkraft auf der Hauptreihe
1:48:00 direkt zusammenhängen. Massereiche Sterne sind heiß und leuchtkräftig, leichtere Sterne sind kühl und lichtschwach. Außerhalb der Hauptreihe
1:48:09 gibt es weitere Gruppen. Oben rechts im Diagramm, also kühl, aber sehr leuchtkräftig, befinden sich die roten Riesen und Überriesen. Um leuchtkräftig
1:48:19 zu sein, obwohl man kühl ist, muss man riesig sein, weil die Gesamtleuchtkraft von der Oberfläche abhängt. Ein roter Riese kann einen Radius haben, der 100
1:48:30 oder tausend mal größer ist als der der Sonne, was seine Gesamtleuchtkraft trotz niedrigerer Flächentemperatur enorm macht. Unten links im Diagramm liegen
1:48:40 die weißen Zwerge. Heiß, aber sehr licht schwach, weil ihre Oberfläche winzig ist. Ein weißer Zwerg hat in etwa die Oberfläche der Erde, obwohl er die Masse
1:48:50 der Sonne in sich trägt. Bei 100.00 1000 Kelvin strahlt er zwar heiß, aber wegen der winzigen Oberfläche nur wenig absolute Energie ab. Das Herzsprung
1:49:02 Russle Diagramm ist kein bloßes Klassifikationswerkzeug. Es ist ein Lebensweg. Es zeigt, wo Sterne entstehen, auf der Hauptreihe
1:49:11 irgendwo je nach ihrer Masse und wohin sie sich entwickeln. Ein Stern wie die Sonne beginnt sein Leben auf der Hauptreihe im gelben Bereich, wandert im
1:49:21 Laufe seines Lebens leicht nach oben und rechts, verlässt dann die Hauptreihe und wird zum roten Riesen. Er wandert im Diagramm nach oben und ganz nach rechts
1:49:31 und endet als weißer Zwerg, der nach unten links in die Ecke der kompakten Überreste wandert. Für massereiche Sterne ist die Reise
1:49:39 schneller und dramatischer. OS-Sterne leuchten oben links auf der Hauptreihe, intensiv, heiß, blau, verlassen sie rasend schnell, werden zu
1:49:49 roten Überriesen und explodieren dann als Supernova, hinterlassen einen Neutronenstern oder bei genug Masse ein schwarzes Loch.
1:49:59 Das Diagramm erzählt also nicht nur, was ein Sterngerade ist, es erzählt, woher er kommt und wohin er geht. Es ist die Biographie des Sternenlebens komprimiert
1:50:09 in einziges Bild. Und wenn man heute Abend noch einmal zum Himmel schaut, wenn man Betailige sieht, diesen leichtrötlichen Stern im Orion und
1:50:19 Regel, diesen blauen Gegenspieler, dann weißt du jetzt, was diese Farben bedeuten. Du siehst nicht einfach zwei Sterne, du siehst zwei Kapitel aus zwei
1:50:29 völlig verschiedenen Lebensgeschichten. Mitze kühl und aufgedunsen. Ein alternder Riese am Ende seiner Reise. möglicherweise bereits wenige 100000
1:50:41 Jahre vor seiner Supernova. Riegel, heiß und jung, ein blend blauer Jüngling auf dem Höhepunkt seiner Kraft, der vielleicht noch mehrere Millionen
1:50:52 Jahre so brennen wird. Farbe ist kein Dekor. Farbe ist Information. Farbe ist Geschichte. Und jeder Stern am Himmel leuchtet in einer anderen Farbe,
1:51:05 weil er eine andere Temperatur hat, eine andere Masse, ein anderes Alter, eine andere Vergangenheit und eine andere Zukunft.
1:51:15 Der Himmel ist kein Tapetenmuster aus weißen Punkten auf schwarz. Er ist ein Archiv, ein dreidimensionales, vierdimensionales,
1:51:24 wenn man die Zeitperspektive einbezieht, Archiv aus Milliarden individueller Lebensgeschichten, die alle gleichzeitig ablaufen und alle in einem einzigen
1:51:33 Blick nach oben sichtbar werden. Du brauchst kein Teleskop, um Astronomie zu betreiben. Du brauchst nur eine klare Nacht und die Bereitschaft, wirklich
1:51:42 hinzuschauen. Die Sterne warten auf dich. Sie haben immer auf dich gewartet. Und jetzt weißt du, was sie dir erzählen wollen. Die letzten Sterne, was das
1:51:53 Universum wird, wenn das Licht erlischt. Es gibt eine Frage, die sich stellt, wenn man lange genug über Sterne nachdenkt. Eine Frage, die nicht sofort
1:52:02 kommt. Sie schleicht sich an. Irgendwann mitten in der Nacht, wenn man lange genug nach oben geschaut hat und alls man gesammelt hat, langsam in eine Art
1:52:13 stilles Staunen übergeht. Dann taucht sie auf und wenn sie erst einmal da ist, lässt sie sich nicht mehr wegdenken. Was passiert, wenn alle Sterne erloschen
1:52:23 sind? Es ist keine hypothetische Frage. Es ist keine Science Fiction, es ist Physik. Die Physik des Universums führt unausweichlich auf eine Zukunft zu, in
1:52:34 der kein Stern mehr leuchtet, in der kein Kern mehr fusioniert, in der das, was wir als Licht und Wärme und Leben kennen, aufgehört hat zu existieren,
1:52:44 nicht durch eine Katastrophe, nicht durch eine Kollision, nicht durch etwas dramatisches und plötzliches, sondern durch das langsame, geduldige,
1:52:53 unaufhaltsame Erlöschen, Stern für Stern für Stern, über Zeiträume, die so unvorstellbar groß groß sind, dass alle Zeiträume, die wir bisher in dieser
1:53:02 Dokumentation erwähnt haben, dagegen wie Augenblicke wirken. Aber bevor wir dorthingehen, bevor wir das Ende des Lichts betrachten, müssen wir verstehen,
1:53:12 was Sterne über das Universum als Ganzes erzählen. Denn Sterne sind nicht einfach isolierte Objekte, die zufällig im Raum schweben. Sie sind Werkzeuge, kosmische
1:53:23 Werkzeuge, mit denen Astronomen das Universum selbst vermessen haben. Sie haben uns verraten, dass das Universum expandiert. Sie haben uns gezeigt, dass
1:53:32 es einen Anfang gab. Sie haben uns auf die Spur von etwas gebracht, dass wir bis heute nicht vollständig verstehen. Etwas, das wir dunkle Energie nennen.
1:53:41 Eine Kraft oder ein Phänomen, das Schicksal aller Sterne und des gesamten Universums bestimmt. Es beginnt mit einem Mann und einem
1:53:50 Teleskop auf einem Berg in Kalifornien. Es beginnt mit Edwin Hubble. Edwin Hubbel war kein gewöhnlicher Astronom. Er war jemand, der Fragen stellte, die
1:54:00 andere noch nicht einmal als Fragen erkannt hatten. In den frühen 20er Jahren des 20. Jahrhunderts arbeitete er am Mount Wilson Observatory in
1:54:10 Südkalifornien, ausgestattet mit dem damals größten Teleskop der Welt, dem Hooker Teleskop mit einem Spiegeldurchmesser von 2,6 m.
1:54:21 Mit diesem Teleskop beobachtete er Nebelflecken am Himmel. diffuse leuchtende Objekte, die schon seit Jahrhunderten bekannt waren, aber
1:54:29 über deren Natur sich die Astronomen gestritten hatten. Waren diese Nebelflecken Teil der Milchstraße, diffuse Gaswolken oder etwas ganz
1:54:39 anderes? Habbel entschied die Frage ein für alle. Er identifizierte in einem dieser Nebelflecken, dem Andromeda Nebel, dem nächsten größeren Nachbarn
1:54:49 unserer Milchstraße, einzelne Sterne eines bestimmten Typs, sogenannte Zepfeiden. Zepfeiden sind Sterne, die in ihrer
1:54:59 Helligkeit pulsieren. Sie werden heller und dunkler in einem regelmäßigen Rhythmus. Und das entscheidende, die Pulsationsperiode eines Zepfeiden hängt
1:55:08 direkt mit seiner absoluten Leuchtkraft zusammen. Je länger die Pulsation dauert, desto leuchtkräftiger der Stern. Das hatte die amerikanische Astronomin
1:55:18 Henrietta Swan Livid bereits um 1908 entdeckt. Eine der wichtigsten astronomischen Entdeckungen des 20. Jahrhunderts, für die sie nie den
1:55:27 Nobelpreis bekam, obwohl ihre Arbeit die Grundlage für alles weitere war. Zepäen sind kosmische Standardkerzen. Wenn man die Pulsationsperiode misst,
1:55:37 weiß man die absolute Leuchtkraft. Wenn man die absolute Leuchtkraft kennt und die scheinbare Helligkeit vergleicht, kann man die Entfernung berechnen. Mit
1:55:47 derselben Logik, mit der man aus dem scheinbaren Leuchten einer Glühbirne ihre Entfernung abschätzt, wenn man ihre Wattleistung kennt. Habel maß die
1:55:55 Pulsationsperiode der Zepheiden im Andromeda Nebel und er berechnete die Entfernung. Das Ergebnis war atemberaubend.
1:56:04 Der Andromeda Nebel war kein Teil der Milchstraße. Er war eine eigene Galaxie, eine Ansammlung von hundert Milliarden Sternen, ähnlich unserer Milchstraße,
1:56:14 aber in einer Entfernung von etwa einer Million Lichtjahren. Heute wissen wir, dass die Entfernung sogar noch größer ist, etwa 2,8 Millionen Lichtjahre, weil
1:56:25 Hubbel damals mit einem leicht fehlerhaften Kalibrationswert für die Zepheiden arbeitete. Aber die prinzipielle Erkenntnis stand: "Die
1:56:33 Andromeda war keine Gaswolke in unserer Galaxis. Sie war eine eigene Welt, jenseits der Milchstraße." Die Milchstraße war nicht das Universum. Sie
1:56:43 war nur eine von vielen Galaxien. Die Welt wurde mit diesem einen Befund, um einen unvorstellbaren Faktor größer. Aber das war erst der Anfang. Hubbel
1:56:53 beobachtete weitere Galaxien und er machte eine zweite Entdeckung, die noch tiefgreifender war als die erste. Er analysierte das Licht dieser Galaxien,
1:57:03 das Spektrum, die Verteilung der Wellenlängen und er stellte fest, dass das Licht fast aller beobachteten Galaxien in Richtung des roten Endes des
1:57:13 Spektrums verschoben war. rot verschoben, als hätten sich diese Galaxien von der Erde wegbewegt. Das liegt am Dopplereffekt, jenem Phänomen,
1:57:22 das dazu führt, dass eine Sirene höher klingt, wenn sie auf dich zukommt und tiefer, wenn sie sich entfernt. Licht einer Quelle, die sich von uns
1:57:32 entfernt, wird in Richtung roter länger, niedrig energetischerer Wellenlängen verschoben. Licht einer Quelle, die sich nähert, wird blau verschoben. Die
1:57:42 Galaxien, die Habbel beobachtete, entfernten sich fast alle von uns. Und das Entscheidende: Je weiter die Galaxie, desto schneller entfernte sie
1:57:52 sich. Die Rotverschiebung war proportional zur Entfernung. Weit entfernte Galaxien bewegten sich schneller weg als nahe. Diese Beziehung
1:58:01 heute als Hubbelgesetz bekannt, obwohl der belgische Priester und Astronom George Le die theoretische Vorhersage bereits ein Jahr vor Hubble gemacht
1:58:09 hatte, hatte eine einzige unausweichliche Konsequenz. Das Universum expandiert. Nicht die Galaxien bewegen sich durch
1:58:18 einen stehenden Raum. Der Raum selbst dehnt sich aus. Die Galaxien sitzen in diesem Raum wie Rosinen in einem aufgehenden Hefeteig. Keine einzelne
1:58:28 Rosine bewegt sich durch den Teig, aber der Teig dehnt sich aus und deshalb entfernen sich alle Rosinen voneinander. Je weiter zwei Rosinen voneinander
1:58:38 entfernt sind, desto schneller entfernen sie sich, weil zwischen ihnen mehr Teig liegt, der sich dehnt. Wenn das Universum sich jetzt ausdehnt, was
1:58:48 passiert, wenn man diese Expansion in die Vergangenheit zurückverfolgt? Wenn der Raum jetzt groß ist und früher kleiner war, dann muß es eine Zeit
1:58:56 gegeben haben, zu der alles die gesamte Materie, die gesamte Energie, der gesamte Raum in einem unvorstellbar kleinen, unvorstellbar heißen und
1:59:07 dichten Punkt zusammengedrängt war. Das ist der Urknall, nicht eine Explosion in einem schon vorhandenen Raum, sondern die Entstehung von Raum, Zeit, Materie
1:59:18 und Energie selbst. Aus einem Zustand, den die Physik als Singularität bezeichnet und den sie ehrlich gesagt noch immer nicht vollständig beschreiben
1:59:27 kann. Der Urknall fand vor 13,8 Milliarden Jahren statt. Das ist das Alter des Universums. Das ist der Moment, von dem aus sich die
1:59:37 Geschichte, die wir in dieser Dokumentation erzählt haben, entfaltet. Wasserstoff entsteht, Galaxien bilden sich, Sterne zünden, Elemente entstehen,
1:59:49 Planeten entstehen, Leben entsteht und Sterne, diese leuchtenden, fusionierenden, pulsierenden, explodierenden Objekte, über die wir nun
2:00:00 zwölf Kapitel lang gesprochen haben, sind der Motor dieser gesamten Geschichte. Ohne Sterne kein Kohlenstoff, kein Sauerstoff, kein
2:00:08 Stickstoff, kein Silizium, kein Eisen, kein Gold. Ohne Sterne keine Planeten, auf denen diese Elemente sich zu komplexen
2:00:16 Strukturen zusammenfügen können. Ohne Sterne kein Leben. Die Existenz von Sternen ist keine Selbstverständlichkeit.
2:00:24 Sie ist eine Notwendigkeit. Aber die Existenz von Sternen ist auch keine Ewigkeit. Und hier beginnt die zweite tiefere Geschichte dieses
2:00:33 Kapitels. Das Universum ist 13,8 Milliarden Jahre alt. Die erste Sterngeneration, die sogenannten Population drei Sterne, die ersten
2:00:43 Sterne überhaupt, entstand schon wenige hundert Millionen Jahre nach dem Urknall aus reinem Wasserstoff und Helium, ohne ein einziges schwereres Element. Diese
2:00:54 Sterne hat kein menschliches Teleskop je direkt gesehen. Sie sind eine theoretische Notwendigkeit und es gibt indirekte Hinweise auf ihre Existenz,
2:01:04 aber keinen direkten Beweis. Sie entstanden, lebten kurz und intensiv und explodierten als Supernovai und ihre Asche wurde zu dem Material, aus dem
2:01:14 alle folgenden Sternenerationen bestehen. Wir sind eine Population der dritten Generation von Sternen. Oder genauer,
2:01:22 unser Sonnensystem enthält Material aus mindestens zwei früheren Sterngenerationen. Die Sonne ist ein Population I-Stern,
2:01:30 reich an Metallen, wie Astronomen alle Elemente schwerer als Helium nennen. Eine etwas irritierende Terminologie, die historisch gewachsen ist und bei der
2:01:40 Kohlenstoff, Sauerstoff und Selbsteisen als Metalle gelten. Die Frage ist, wie lange wird das Zeitalter der Sterne dauern? Um das zu verstehen, muss man
2:01:50 wissen, dass das Universum nicht statisch ist. Es verändert sich. Die Sternenstehungsrate im Universum war in der Vergangenheit viel höher als heute.
2:02:00 In den ersten zwei bis drei Milliarden Jahren nach dem Urknall entstanden Sterne in einem Tempo, das wir heute kaum noch beobachten. Der kosmische
2:02:09 Sternentstehungspak lag etwa 10 bis 11 Milliarden Jahre vor heute, also 2 bis 3 Milliarden Jahre nach dem Urknall. Seitdem ist die Rate der Sternenstehung
2:02:19 kontinuierlich gesunken. Warum? Weil das interstellare Gas verbraucht wird. Jeder Stern, der entsteht, verwendet Wasserstoff. Wenn der Stern stirbt und
2:02:29 sein Material zurückgibt, ist ein Teil davon in schwerere Elemente umgewandelt. Elemente, die nicht mehr so leicht zu Sternen zusammenklumpen.
2:02:38 Das freie Wasserstoffgas im Universum nimmt langsam ab. Neue Sterne entstehen immer noch, auch jetzt gerade, aber seltener als früher. Und dieser Trend
2:02:48 wird sich fortsetzen. Astrophysiker haben die zukünftige Entwicklung des Universums modelliert, soweit das möglich ist, basierend auf
2:02:57 den bekannten physikalischen Gesetzen und den beobachteten kosmologischen Parametern. Das Ergebnis ist ein Bild der ferneren
2:03:05 Zukunft, das sich in Phasen beschreiben lässt. Phasen, die so fremd sind, dass man sich fragt, ob das überhaupt noch dasselbe Universum ist, in dem wir jetzt
2:03:14 leben. Die erste Phase, die Phase, in der wir uns jetzt befinden, heißt das stellare Zeitalter, das Zeitalter der Sterne. Es begann mit
2:03:25 der Entstehung der ersten Sterne und wird nach derzeitigen Schätzungen noch einige Billionen Jahre andauern. Billionen.
2:03:34 Das ist eine ein mit zwölf Nullen. Das aktuelle Alter des Universums 13,8 Milliarden Jahre ist dagegen 13,8 x 10 hoch 9. Eine ein mit neun Nullen. Das
2:03:49 stellare Zeitalter dauert noch mindestens hundertm so lange wie das bisherige Alter des Universums. Aber es endet.
2:03:58 Irgendwann in einigen Billionen Jahren wird das letzte freie Wasserstoffgas zu Sternen gebunden oder verbraucht sein. Keine neuen Sterne können mehr
2:04:09 entstehen. Die noch vorhandenen Sterne fusionieren weiter, bis sie ihren Brennstoff aufgebraucht haben. Assereiche Sterne, die leuchtkräftigen,
2:04:19 schnellbrennenden Giganten sind längst erloschen schon jetzt in der aktuellen Era des Universums. Was in fernen Billionen von Jahren noch übrig sein
2:04:29 wird, sind die roten Zwerge, die sparsamen, geduldigen, kaum sichtbaren Langläufer. Die letzten Sterne im Universum werden
2:04:38 rote Zwerge sein. Ein roter Zwerg der niedrigsten Masse, ein Stern mit vielleicht 10 Prozent der Sonnenmasse kann theoretisch bis zu 10 Billionen
2:04:49 Jahre brennen. Das ist das Tausendfache des aktuellen Alters des Universums. Diese Sterne sehen wir heute bereits. Sie leuchten schwach, kaum wahrnehmbar.
2:05:01 Aber sie werden noch leuchten, lange, nachdem alle anderen Sterne erloschen sind. Lange, nachdem alle weißen Zwerge
2:05:08 erkaltet sind, lange nachdem alle roten Riesen explodiert sind und wenn der letzte rote Zwerg schließlich seinen Wasserstoff verbraucht hat, was so
2:05:17 langsam geschieht, dass jede andere Sternentwicklung dagegen wie ein auflackern wirkt, dann endet das stellare Zeitalter.
2:05:25 Was dann kommt, hat der amerikanische Physiker Freed Adams zusammen mit Gregory Lowlin in einem faszinierenden Buch beschrieben, einer Theorie der
2:05:35 kosmischen Zukunft, die sie als The Five Ages of the Universe bezeichnet haben. Nach dem stellaren Zeitalter, dem Zeitalter der Sterne, kommt das
2:05:46 degenerierten Zeitalter, das Zeitalter der weißen Zwerge, Neutronensterne und braunen Zwerge. Keine Fusion mehr, kein Licht mehr aus Kernreaktionen,
2:05:59 nur noch die langsam abkühlende Restwärme kompakter Überreste, Wärme, die über Hunderte von Billionen von Jahren sehr langsam in die Kälte des
2:06:10 Weltraums abgestrahlt wird, aber auch das ist nicht das Ende. in unvorstellbar fernen Zeiträumen. Nach heutig physikalischem Verständnis würde das
2:06:21 Protonenerfälle erfordern. Ein Prozess, der nach manchen Theorien stattfindet und nach anderen nicht und der in keinem Laborexperiment je beobachtet wurde,
2:06:32 würde sogar die Materie selbst, aus der weiße Zwerge und Neutronensterne bestehen, langsam zerfallen. Die Protonen, die fundamentalen Bausteine
2:06:41 des Atomkerns, würden nach Jahrzehntenzahlen mit 30 und mehr Nullen schließlich zerfallen und die kompakten Überreste würden in einem langen stillen
2:06:51 Prozess verschwinden. was übrig bleibt und auch das nur, wenn bestimmte Theorien stimmen, wären schwarze Löcher. Schwarze Löcher
2:07:00 entstehen als Überreste massereicher Sterne, aber sie könnten durch Verschmelzungen und Akkreionsprozesse über astronomische Zeiträume zu immer
2:07:10 massiveren Objekten anwachsen. Und selbst schwarze Löcher nach der Theorie des britischen Physikers Stephen Hawking verdampfen langsam durch einen
2:07:20 sein Prozess, den man Hawking Strahlung nennt und der so unvorstellbar langsam ist, dass ein super massives schwarzes Loch mit der Masse von Milliarden Sonnen
2:07:30 nach einer Zeit von 10 hoch 100 Jahren eine ein mit 100 Nullen verdampft sein würde. 10 hoch 100 Jahre. Das ist eine Zahl, der gegenüber das gesamte stellare
2:07:43 Zeitalter, all diese Billionen von Jahren der Sterne absolut winzig ist. Das ist das Ende, das Ende des Lichts, das Ende der Wärme, das Ende alles
2:07:55 strukturierten, das Universum in einem Zustand maximaler Entropie, gleichmäßig kalt, leer, ohne Gradienten, ohne Strukturen, ohne
2:08:06 irgendetwas, das Energie abgeben oder aufnehmen könnte. Ein Zustand, den Physiker manchmal den Wärmetod des Universums nennen. Kein Licht mehr,
2:08:16 keine Sterne mehr, kein Leben mehr. Aber jetzt, und das ist der Gedanke, bei dem man innerhalten muß, jetzt ist das nicht so. Jetzt gibt es Milliarden
2:08:27 Sterne allein in der Milchstraße. Jetzt gibt es 2 Billionen Galaxien im beobachtbaren Universum. Jede mit Hunderten von Milliarden Sternen. Jetzt
2:08:38 ist das Universum ein brodelnder, leuchtender, explodierender, fusionierender Ort, der vor Energie
2:08:46 strotzt. Jetzt ist das stellare Zeitalter und wir sind in der Mitte davon. Das klingt absurd. 13,8 Milliarden Jahre nach dem Urknall,
2:08:58 Billionen von Jahren vor dem Ende. Wie kann man sagen, man sei in der Mitte, weil das stellare Zeitalter, wie beschrieben, noch mindestens 100undert
2:09:08 mal so lang dauern wird wie das bisherige Universum. In diesem Sinne sind wir noch sehr früh in der kosmischen Geschichte der Sterne, aber
2:09:16 gleichzeitig, gleichzeitig hat das Universum seinen Pak Sternenstehung bereits überschritten. Es gibt heute weniger neue Sterne pro Jahr als vor 10
2:09:26 Milliarden Jahren. Das Universum hat bereits seinen produktivsten Moment der Sternproduktion hinter sich. Wenn du Sterne magst und nach dieser
2:09:35 Dokumentation kannst du sie kaum nicht mögen, dann ist jetzt die beste Zeit, sie zu betrachten. Nicht in einer fernen kosmischen Zukunft, wenn die Milchstraße
2:09:46 mit Andromeda verschmolzen ist und sich in einem langsamen Ausatmen befindet, nicht in einer noch ferneren Zeit, wenn nur noch rote Zwerge die Dunkelheit
2:09:56 durchbrechen. Jetzt in dieser Era, in der das Universum noch leuchtet, in der Galaxien ihre Spiralarme aufhalten, in der Sternenhaufen entstehen, in der
2:10:08 Supernovai explodieren, in der irgendwo in diesem Moment ein Protostern die kritische Temperatur für die Kernfusion erreicht und zum ersten Mal anfängt zu
2:10:17 leuchten. Jetzt aber diese Zukunft des erlöschenden Lichts führt uns zu einer Frage, die sich Astronomen in den letzten Jahrzehnten mit zunehmender
2:10:27 Dringlichkeit gestellt haben. Eine Frage, die nicht nur das Schicksal der Sterne betrifft, sondern das gesamte Schicksal des Universums und die eng mit
2:10:36 etwas zusammenhängt, das, das wir noch gar nicht erklärt haben. Dunkle Energie. Im Jahr 1998 machten zwei unabhängige Teams von
2:10:47 Astronomen. Eines unter Robert Kirschner und Brian Schmidt, das andere unter Saul Perlmutter. Eine Entdeckung, die so
2:10:55 unerwartet und so verwirrend war, daß die Forscher anfangs nicht sicher waren, ob sie einen Messfehler gemacht hatten. Sie beobachteten Supernova des Typs 1a.
2:11:06 Spezifische Art von Sternexplosion, die als kosmische Standardkerze fungiert, ähnlich wie die Zeppeiden, aber für viel größere Distanzen.
2:11:16 Typ 1 Supernova E entstehen in einem Doppelsternsystem, in dem ein weißer Zwerg so viel Masse von seinem Begleiter akkrettiert, dass
2:11:27 er eine bestimmte kritische Grenze, die sogenannte Schandracker Grenze bei etwa 1,4 Sonnenmassen überschreitet und in einer thermonuklearen Explosion zerstört
2:11:39 wird. Weil der Auslöser immer bei derselben Masse stattfindet, hat diese Explosion immer ungefähr dieselbe Leuchtkraft.
2:11:48 Wenn man die scheinbare Helligkeit mißt und mit der bekannten absoluten Leuchtkraft vergleicht, kann man die Entfernung berechnen. Die Astronomen
2:11:57 beobachteten Typ 1A Supernovai in sehr weit entfernten Galaxien und berechneten deren Entfernungen. Und sie verglichen Entfernungen mit den Entfernungen, die
2:12:09 man aus der Rotverschiebung und dem damals bekannten Modell der kosmischen Expansion erwartete. Die Ergebnis stimmten nicht überein. Die
2:12:17 Supernoval waren schwächer als erwartet. Schwächer bedeutet weiter entfernt. Weiter entfernt als erwartet bei der gemessenen Rotverschiebung bedeutet, das
2:12:28 Universum expandiert schneller als es sollte. Schneller als die Gravitation der gesamten Materie im Universum erlauben würde. Das Universum expandiert
2:12:38 nicht nur, die Expansion beschleunigt sich. Das ist das Äquivalent davon, einen Stein nach oben zu werfen und zu beobachten, wie er immer schneller nach
2:12:47 oben fliegt, anstatt langsamer zu werden. Die Gravitation sollte die Expansion bremsen, aber irgendetwas bremst nicht nur nicht, es beschleunigt
2:12:57 sogar. Dieses irgendetwas nennt man dunkle Energie. Was dunkle Energie ist, weiß niemand. Das ist keine übertriebene Aussage. Es ist kein Bereich, in dem die
2:13:10 Wissenschaft sagt, wir vermuten, dass es X ist. Es ist ein Bereich, in dem selbst die besten Physiker und Kosmologen der Welt sagen: "Wir haben keine
2:13:21 überzeugende Erklärung. Wir wissen, dass es existiert. Die Beobachtungen sind zu eindeutig, zu konsistent, zu vielfach bestätigt, um weggedacht zu werden. Aber
2:13:33 wir wissen nicht, was es ist. Das gebräuchlichste theoretische Konzept ist die kosmologische Konstante. Ein Term, den Einstein in die
2:13:42 Gleichungen seiner allgemeinen Relativitätstheorie eingeführt hatte und den er später als seinen größten Fehler bezeichnete,
2:13:51 weil er ihn einführte, um ein statisches Universum zu erzwingen, das gar nicht existiert. In der modernen Kosmologie ist diese kosmologische Konstante
2:14:01 zurückgekehrt als mathematisches Platzhalter. für die dunkle Energie. Sie könnte die Energie des Vakuums selbst repräsentieren,
2:14:10 eine Art Grundenergie des leeren Raums, die sich dem Gravitationszug entgegensetzt und den Raum zur Expansion treibt. Aber die Quantenfeldtheorie,
2:14:21 die Theorie, die das Verhalten subatomarer Teilchen beschreibt und die mit dem Konzept der Vakuumenergie arbeitet, gibt für diese Vakuumenergie
2:14:31 einen Wert, der um einen Faktor von zehn hochh größer ist. als die beobachtete dunkle Energie. Das ist der größte Widerspruch zwischen Theorie und
2:14:42 Beobachtung in der Geschichte der Physik. 10 hoch 100 bedeutet eine 1 mit 100 Nullen. Der Unterschied zwischen dem
2:14:51 theoretischen Wert und dem beobachteten Wert ist so riesig, dass viele Physiker sagen, entweder stimmt die Quantenfeldtheorie in einem
2:15:00 fundamentalen Aspekt nicht oder es gibt einen Mechanismus, der diesen Wert auf die beobachtete Größe reduziert, den wir noch nicht verstehen. Dunkle Energie
2:15:11 macht ungefähr 68% des gesamten Energieinhalts des beobachtbaren Universums aus. Dunkle Materie, ebenfalls rätselhaft, ebenfalls
2:15:23 unsichtbar, ebenfalls nur durch ihre gravitativen Auswirkungen nachweisbar, macht weitere 27% aus. normale Materie, Atome, Moleküle, Sterne, Planeten, alles
2:15:37 was wir sehen, anfassen, messen und verstehen können, macht nur 5% aus. 5%. Alles, worüber wir in dieser gesamten Dokumentation gesprochen haben,
2:15:49 Protonen, Helium, Kohlenstoff, Sauerstoff, Sterne, Supernova, E Galaxien ist 5% des Universums. Der Rest ist dunkel, unsichtbar, unbekannt.
2:16:02 Das ist eine der demütigendsten Erkenntnisse, zu denen die moderne Physik gelangt ist. Wir verstehen 5% des Universums. Die restlichen 95% entziehen
2:16:13 sich unserem Verständnis. Wir wissen, dass sie da sind. Wir können ihre Auswirkungen messen, aber was sie sind auf einer fundamentalen Ebene, das ist
2:16:24 eine offene Frage. Und dunkle Energie ist deshalb so wichtig für das Schicksal der Sterne, weil sie das kosmische Endszenario maßgeblich bestimmt. Wenn
2:16:34 dunkle Energie konstant bleibt, wenn die kosmologische Konstante tatsächlich konstant ist, wie ihr Name suggeriert, dann wird die Expansion des Universums
2:16:44 weiter beschleunigen. Galaxien, die heute noch in messbaren Entfernungen liegen, werden sich immer schneller voneinander entfernen. Irgendwann, nach
2:16:53 einigen Billionen Jahren, werden selbst Nahgalaxien schneller als die Lichtgeschwindigkeit von uns entfernt sein. Das ist kein Widerspruch zur
2:17:02 Relativitätstheorie, die besagt, dass kein Objekt durch den Raum schneller als Licht reisen kann, aber der Raum selbst darf sich schneller
2:17:11 ausdehnen als Licht. Und wenn das passiert, dann kann das Licht dieser Galaxien uns nie mehr erreichen. Diese Galaxien sind hinter einem
2:17:21 kosmologischen Horizont verschwunden. In einer fernen Zukunft wird das beobachtbare Universum, der Teil des Universums, den wir prinzipiell jemals
2:17:30 sehen können, auf unsere eigene Galaxie und ihren nächsten Nachbarn geschrumpft sein. Alles andere ist hinter dem Horizont verschwunden. Astronomen in
2:17:40 dieser fernen Zukunft, falls es welche gibt, würden in einen dunklen leeren Himmel schauen, in dem kaum noch etwas sichtbar ist und hätten keine
2:17:49 Möglichkeit zu wissen, dass es da draußen noch Milliarden von Galaxien gibt, die sie nie sehen können. Sie würden in einem Universum leben, das
2:17:58 kleiner zu sein scheint als das Untere, ärmer, stiller. Und das führt zu einem Gedanken, der einem wirklich die Nacht verderben kann, wenn man ihn zu Ende
2:18:09 denkt. Wir haben Glück, nicht im trivialen Sinne, sondern in einem kosmologisch tiefen Sinne. Wir leben in dem Moment
2:18:18 der kosmischen Geschichte, in dem noch alle Karten auf dem Tisch liegen, indem das Universum noch groß genug und jung genug ist, dass wir Galaxien beobachten
2:18:28 können, die Milliarden von Lichtjahren entfernt sind, indem wir noch sehen können, wie die Frühzeit des Universums aussah, weil das Licht dieser fernen
2:18:37 Epochen gerade jetzt bei uns ankommt, indem wir noch mühsam mit unseren besten Teleskopen die Population drei Sterne erahnen
2:18:48 können. Diese hypothetischen ersten Sterne, aus deren Spektralsignatur wir ihre Existenz zu erschließen versuchen. In ein paar Billionen Jahren werden die
2:18:58 Astronomen dieser Zukunft, wenn es sie gibt, keinen kosmologischen Horizont sehen, keinen Hintergrundstrahlung, die uns Informationen über den Urknall gibt,
2:19:08 keinen Beweis, dass das Universum expandiert, weil alle Referenzgalaxien längst hinter dem Horizont verschwunden sind. Sie könnten für die Ewigkeit in
2:19:17 einem scheinbar statischen, kleinen, einsamen Universum sitzen und niemals wissen, was wir wissen. Wir sind in dem Moment, in dem man noch verstehen kann,
2:19:28 noch die Weite sehen kann, noch die Geschichte lesen kann. Das ist kein Sentimentalismus, das ist Kosmologie. Und dann gibt es noch eine Frage, die
2:19:37 überall dem schwebt. Eine Frage, die weder die Astrophysik noch die Kosmologie vollständig beantworten können. Eine Frage, die an der Grenze
2:19:46 zwischen Naturwissenschaft und Philosophie liegt. Warum gibt es überhaupt Sterne? Das klingt wie eine kindliche Frage. Die Antwort liegt auf
2:19:55 der Hand, oder? Sterne entstehen, weil Gravitation Gaswolken zusammenzieht, weil Druck und Temperatur die Fusion zünden, weil das Universum aus dem
2:20:05 Urknall Materie hervorgebracht hat, die sich in Sterne verwandeln konnte. Aber das ist die mechanistische Antwort, die wie Antwort. Die Warum Antwort ist
2:20:15 schwieriger. Sterne entstehen, weil das Universum bestimmte physikalische Konstanten hat. Die Gravitationskonstante
2:20:24 hat einen bestimmten Wert. Die Stärke der starken Kernkraft hat einen bestimmten Wert. Die Lichtgeschwindigkeit hat einen
2:20:32 bestimmten Wert. Die Ruhemasse des Protons hat einen bestimmten Wert. Die Feinstrukturkonstante, die die Stärke der elektromagnetischen
2:20:41 Wechselwirkung beschreibt, hat einen bestimmten Wert. Wenn auch nur eine dieser Konstanten leicht anders wäre, gäbe es keine Sterne. Wenn die
2:20:50 Gravitationskonstante zu schwach wäre, könnten Gaswolken nicht kollabieren. Wenn sie zu stark wäre, würden alle Sterne so massereich und so kurzlebig
2:21:00 sein, dass Leben keine Zeit hätte, sich zu entwickeln. Wenn die starke Kernkraft etwas schwächer wäre, könnte kein Deuterium und kein Helium existieren.
2:21:10 Wasserstofffusion wäre unmöglich. Wenn sie etwas stärker wäre, wären Protonen instabil und Materie, wie wir sie kennen, würde nicht existieren. Wenn der
2:21:20 Massendefekt bei der Fusion von Wasserstoff zu Helium null wäre, wenn die Masse des Heliums exakt der Summe der Massen der vier Protonen entspr,
2:21:29 dann wäre die Kernfusion energieneutral. Keine Energie würde freigesetzt, keine Sterne würden leuchten. Das Universum, in dem wir leben, ist fein abgestimmt
2:21:40 auf die Existenz von Sternen, auf die Existenz von Licht, auf die Existenz von Leben. Das ist das sogenannte antropische Prinzip und es ist ein
2:21:50 philosophisch wie wissenschaftlich umstrittenes Konzept. Eine Interpretation sagt: "Natürlich ist das Universum so, dass wir es beobachten
2:21:59 können, denn wenn es anders wäre, würde niemand es beobachten. Das ist tautologisch, aber nicht ohne Inhalt. Eine andere Interpretation geht weiter
2:22:09 und postuliert ein Multiversum, einen unvorstellbar großen Ensembles von Universen mit verschiedenen physikalischen Konstanten, von denen die
2:22:19 meisten keine Sterne, kein Leben, keine Beobachter haben. Wir leben in einem, das Leben erlaubt, nicht weil es auserwählt wurde, sondern weil nur in
2:22:29 einem solchen Universum jemand sein kann, der überhaupt fragt. Das ist spekulative Physik. Es gibt keine experimentellen Belege für ein
2:22:39 Multiversum. Es ist eine mögliche Interpretation, keine gesicherte Theorie. Aber es zeigt, wie tief die Frage nach den Sternen reicht, wie weit
2:22:48 über die Kernphysik und die Astrophysik hinaus sie führt in die Grundlagen des Seins. Warum gibt es Sterne? Weil die Naturgesetze so sind, wie sie sind.
2:22:58 Warum sind die Naturgesetze so, wie sie sind? Das weiß niemand. Das ist vielleicht die ehrlichste und gleichzeitig aufregendste Aussage, die
2:23:06 die Physik machen kann. Nicht wir haben die Antwort, sondern wir haben die Frage. Und die Frage ist so tief, dass sie alle Antworten, die wir bisher
2:23:17 gegeben haben, überragt. Die Sterne leuchten seit Milliarden von Jahren in Milliarden von Galaxien. Sie leuchten, weil Kernfusion Energie
2:23:28 freisetzt, weil Gravitation sie erschafft, weil Quantenmechanik ermöglicht, was klassische Physik verbietet, weil der Massendefekt Masse
2:23:37 in Energie verwandelt, weil das Universum aus einem winzigen, unvorstellbar heißen Punkt entstanden ist und sich seitdem expandiert, kühlt
2:23:47 und kondensiert in Galaxien, Sterne, Planeten, Meere, Moleküle, Zell Gedanken. Sie leuchten, damit du sie sehen kannst. Nicht in einem
2:24:00 teleologischen kosmischen Masterplansinne, sondern im Sinne der Kausalität. Die Sterne haben das Material produziert,
2:24:07 aus dem du bestehst. Die Sterne haben die Energie geliefert, die das Leben auf der Erde antreibt. Die Sterne haben im buchstäblichsten, materialsten,
2:24:16 physikalischsten Sinne dazu beigetragen, dass du da bist. Und sie leuchten jetzt noch in diesem Moment. Während du das hörst oder liest oder siehst, während du
2:24:29 atmest, während du denkst, während du vielleicht zum Fenster gehst und nach draußen schaust, ob der Himmel klar ist. Es gibt eine Zahl, die mich immer wieder
2:24:41 innerhalten lässt. Ungefähr 10 hoch 24 Sterne leuchten gerade jetzt im beobachtbaren Universum. Das ist ungefähr die Anzahl der Sandkörner auf
2:24:51 der Erde multipliziert mit 7.000. Jeder dieser Sterne hat einen Kern, in dem Protonen im langsamen geduldigen Tanz der Protonprotonkette fusionieren.
2:25:03 In jedem dieser Kerne in diesem Moment werden Millionen Tonnen Wasserstoff zu Helium und dabei entsteht Licht. hochz Sterne gleichzeitig
2:25:16 und wir haben eine kleine blaue Welt um einen von ihnen, einen ruhigen, mittelgroßen gelblichen G-stern und wir haben Augen entwickelt, die genau das
2:25:27 Licht sehen können, dass dieser Stern aussendet und wir haben Gehirne entwickelt, die neugierig genug sind, um zu fragen, warum. Das ist keine
2:25:37 Selbstverständlichkeit, das ist ein Wunder. Nicht das Wunder der Übernatürlichkeit, sondern das Wunder der
2:25:45 Unwahrscheinlichkeit, das Wunder dessen, dass es so viele Möglichkeiten gab, wie das Universum hätte sein können. Und es ist so, dass
2:25:53 wir da sind, um es zu betrachten. Sterne werden noch leuchten, lange, nachdem wir gegangen sind. Rote Zwerge werden in Billionen von Jahren ihre ruhige,
2:26:04 unsichtbare Glutaufrech erhalten. Das Universum wird sich weiter ausdehnen, das Licht wird dünner werden, die Galaxien werden verschwinden und
2:26:13 irgendwann in einer Zeit so weit jenseits aller menschlichen Vorstellungskraft, dass selbst Zahlen mit 100 Nullen nicht
2:26:21 reichen, wird das letzte Licht des letzten Sterns erlöschen. Aber das ist nicht jetzt. Jetzt ist das stellare Zeitalter. Jetzt leuchten zehn hochz
2:26:33 Sterne gleichzeitig. Jetzt fließt das Licht der Sonne durch dein Fenster. Jetzt kannst du nach draußen gehen und Sterne sehen.
2:26:42 Beteiguze, rötlich und sterbend, Riegel, blau und jung und zwischen ihnen Millionen anderer. Jeder ein eigenes Leben, jeder eine eigene Geschichte.
2:26:55 Jetzt und nirgendwo steht geschrieben, dass man in diesem Moment nicht innerhalten und staunen darf. Das ist vielleicht die wichtigste Lektion, die
2:27:04 Sterne uns geben können. Nicht nur die Physik der Kernfusion, nicht nur die Geschichte der Elemente, nicht nur die Melancholie des kosmischen Endes,
2:27:14 sondern die ganz konkrete körperliche, präsente Erfahrung des Staunens, die Erfahrung in einer klaren Nacht nach oben zu schauen und zu wissen, wirklich
2:27:26 zu wissen, nicht nur zu glauben, dass jeder dieser Punkte eine Welt für sich ist, dass sie aus demselben Material bestehen wie du, dass die Milliarden von
2:27:36 Jahren alt sind und noch Milliarden vor sich haben, dass ihr Licht eine Reise gemacht hat, die dein Leben und alle Leben vor dir überdauert hat. Das
2:27:46 Universum ist alt, es ist groß, es ist dunkel, aber es leuchtet. Und solange es leuchtet, ist da etwas, das verstanden werden kann. etwas, das uns antreibt,
2:27:59 Teleskope zu bauen und Gleichungen zu lösen und in klaren Nächten hinauszugehen und nach oben zu schauen, obwohl es kalt ist und obwohl die Couch
2:28:09 bequemer wäre. Sterne leuchten, weil das Universum sie dazu bringt und wir schauen nach oben, weil die Sterne uns dazu gebracht haben. Das ist keine
2:28:21 Metapher, das ist Evolution. Das Licht der Sterne hat das Leben auf der Erde angetrieben und das Leben auf der Erde hat Wesen hervorgebracht, die
2:28:31 zurückschauen und fragen: "Wir sind das Universum, das sich selbst betrachtet." Und das von all den Dingen, die wir in diesen 13 Kapiteln gelernt haben, ist
2:28:42 vielleicht das erstaunlichste von allem. Ich habe in dieser Dokumentation viele Fakten erzählt über Proton, Protonketten und hydrostatisches Gleichgewicht, über
2:28:52 Massendefekte und Kernfusion, über weiße Zwerge und Supernova über die Lichtlaufzeit und den Random Walk von Photonen durch das Stern innere. Aber
2:29:03 das Wichtigste, was ich sagen möchte, ist etwas anderes. Die Wissenschaft hat das Leuchten der Sterne erklärt. Sie hat die Physik dahinter entblößt und das ist
2:29:13 wunderbar. Wirklich wunderbar, denn dieses Wissen fügt etwas hinzu. Es macht den Anblick des Sternenhimmels nicht kleiner, es
2:29:23 macht ihn größer. Wenn ich jetzt einen Stern sehe und weiß, dass in seinem Inneren gerade jetzt in diesem Moment vier Protonen zu einem Heliumkern
2:29:34 fusionieren und dass dabei ein winziger Bruchteil der Masse als Energie freigesetzt wird und dass diese Energie über 100.000 Jahre durch das Sterninnere
2:29:43 wandert, bevor sie als Licht in den Weltraum entlassen wird und dass dieses Licht dann jahrelang oder jahrhundertelang durch den leeren Raum
2:29:50 reißt, bevor es mein Auge trifft. Wenn ich das weiß, dann ist dieser kleine glitzernde Punkt am Himmel kein simpler Lichtpunkt mehr. Er ist eine Geschichte,
2:30:01 eine Geschichte aus dem Inneren der Materie, aus den Tiefen der Physik, aus der Geschichte des Universums und ich bin Teil dieser Geschichte.
2:30:11 Du bist Teil dieser Geschichte. Jeder Mensch, der jemals gelebt hat, ist Teil dieser Geschichte, weil die Atome in unseren Körpern einmal in einem Stern
2:30:22 waren. Weil das Licht, das wir sehen, aus einem Prozess kommt, der so fundamental ist, dass es ohne ihn keine Planeten gäbe, kein Wasser, keine Erde,
2:30:33 kein Leben. Die Sterne leuchten nicht für uns. Sie wissen nichts von uns. Sie sind keine romantischen Symbole oder mystische Zeichen. Sie sind
2:30:42 physikalische Prozesse von gewaltiger Größe und Energie. Und genau deshalb sind sie so tief beeindruckend. nicht trotz der Wissenschaft wegen ihr. Das
2:30:53 Universum braucht keine Magie, um zu begeistern. Es ist ohne Magie schon genug. Wenn du in dieser Nacht nach draußen gehst oder in der nächsten oder
2:31:03 wann immer sich der Himmel öffnet und die Sterne erscheinen, dann nimm dir einen Moment, schau nach oben und denk daran, was diese winzigen Lichtpunkte
2:31:13 wirklich sind. Öfen aus Plasma und Kernphysik, Milliarden von Kilometer entfernt, die seit Jahr Milliarden brennen und durch
2:31:23 ihr Brennen die Elemente erschaffen haben, aus denen du gemacht bist. Das ist kein kleines Wunder. Das ist das größte Wunder, das die Naturwissenschaft
2:31:33 je aufgedeckt hat. Wenn dir diese Dokumentation etwas gegeben hat, einen neuen Blick auf die Sterne, eine neue Schicht im Verständnis
2:31:41 des Universums, einen Moment der Stille und des Staunens, dann war sie ihr Ziel wert. Wissenszeit ist ein Kanal für alle, die mehr wollen, mehr Tiefe, mehr
2:31:54 Kontext, mehr von diesem Gefühl, wenn ein Rätsel sich öffnet und man erkennt, wie groß die Welt wirklich ist. Wenn du das genauso empfindest, abonniere den
2:32:04 Kanal, teile diese Dokumentation mit jemandem, den du magst und hinterlasse uns gerne einen Kommentar. Wo bist du gerade, wenn du das hörst? Welche
2:32:14 Uhrzeit ist es bei dir? Kannst du die Sterne sehen? Wir sind neugierig auf dich. Bis zur nächsten Nacht, bis zur nächsten Geschichte, bis zur nächsten
2:32:24 Frage, die größer ist als ihre Antwort. M.