Sternengeschichten

Sternengeschichten Folge 688: Keplers Supernova

Gründtlicher Bericht Von einem ungewohnlichen Newen Stern Sternengeschichten Folge 688: Keplers Supernova "Also hat sich auch in jetz ablauffendem 1604. Jahr den 9 oder 10 Octobris abermahl ein sehr grosser heller zwintzerender stern in der constellatione Serpentarij erstmahlen entzündet vnd ist den 17. 18. 21. 28. Octobris observando so viel befunden worden das er kheinen lauff nit habe ausserhalb des täglichen Auff vnd Nidergangs." Das schreibt, im ungewohnten Deutsch des frühen 17. Jahrhunderts, der berühmte Astronom Johannes Kepler in seinem Text "Gründtlicher Bericht Von einem ungewohnlichen Newen Stern, wellicher im October ditz 1604. Jahrs erstmahlen erschienen". Kepler hat diesen "neuen Stern" erstmals am 17. Oktober beobachtet und kurz danach den Text verfasst, aus dem ich zu Beginn zitiert habe. Es war aber nicht Kepler, der das Phänonem entdeckt hat. Vermutlich war es der italienische Astronom und Franziskanermönch Illario Altobelli, der am 9. Oktober 1604 als erster bemerkt hat, dass am Himmel plötzlich ein neuer Stern aufgetaucht ist; im Sternbild des Schlangenträgers. Am 10. Oktober wurde auch andere darauf aufmerksam, darunter auch der deutsche Astronom Simon Marius. Es waren aber nicht nur die Menschen in Europa, die den neuen Stern am Himmel bemerkt haben. Auch in China und Korea hat man zur selben Zeit die selben Beobachtungen gemacht. Am Anfang war der neue Stern ungefähr so hell wie der Mars. Dann wurde dass Licht sogar noch heller; heller als der Jupiter, der immerhin nach Mond und Venus das hellste Objekt an unserem Nachthimmel ist. Aber im Gegensatz zu den Planeten hat sich der neue Stern nicht über den Himmel bewegt. Das ist es, was Kepler gemeint hat, als er geschrieben hat "das er kheinen lauff nit habe ausserhalb des täglichen Auff vnd Nidergangs." Der neue Stern geht auf und unter wie die anderen Sterne, aber darüber hinaus bewegt er sich nicht. Aber ab November ging das seltsame helle Objekt nicht mehr auf; erst im Januar 1605 war es wieder am Nachthimmel zu sehen und da immer noch so hell wie hellsten Sterne. Erst fast ein Jahr nach seinem Erscheinen, im Oktober 1605, war der neue Stern verblasst. Sterne, die plötzlich am Himmel auftauchen und dann wieder verschwinden gehörten nicht zum damaligen Weltbild. Sie waren aber auch nicht völlig unbekannt. Im Jahr 1572 hatte man so etwas schon mal beobachtet und ich habe davon ein bisschen mehr in Folge 167 der Sternengeschichten erzählt. Es gab darüber damals schon große Diskussionen und die wurden jetzt wieder aufgenommen. Denn im 16. und auch im frühen 17. Jahrhundert ging man im wesentlichen immer noch davon aus, dass der Himmel sich so verhält wie es Aristoteles in der griechischen Antike behauptet hat. Vereinfacht gesagt: Die Erde ist die Erde, aber der Himmel ist völlig anders. Der Himmel ist perfekt und göttlich und weil er perfekt ist, verändert sich dort auch nichts. Und auch die Gesetze, nach denen sich die Objekte am Himmel bewegen sind andere, als die, die auf der Erde gelten. Ein neuer Stern, der am Himmel auftaucht, hat dieses Weltbild in Frage gestellt. Manche haben probiert, die Lage zu retten, in dem sie behauptet haben, diese seltsamen Lichter am Himmel hätten gar nichts mit Sternen zu tun. Sondern sind nur ein Art von Leuchterscheinung in der Atmosphäre der Erde oder vielleicht auch ein wenig darüber. Aber auf jeden Fall sind sie uns näher als der Mond, denn das war mehr oder weniger die Grenze, wo man sich damals den Beginn dieser perfekten, himmlischen Sphären gedacht hat. Es gab da nur ein Problem: Wenn uns diese Lichter wirklich näher sind als der Mond, dann müsste man eine Parallaxe beobachten. Auch davon habe ich schon oft erzählt: Wenn man ein entferntes Objekt von zwei verschiedenen Orten und damit aus zwei verschiedenen Blickwinkeln beobachtet, dann sieht man es jeweils vor einem leicht verschobenen Hintergrund. In der Astronomie bedeutet das: Die Position des Objekts in Bezug auf die fernen Sternen verändert sich scheinbar, wenn man die Beobachtungsposition verändert. Dieser Effekt heißt Parallaxe und er ist um so größer, je näher das Objekt ist. Sowohl beim neuen Stern aus dem Jahr 1572 als auch beim neuen Stern, den Kepler 1604 beschrieben hat, war aber keine Parallaxe zu beobachten. Das bedeutet: Es muss sich um ein weit entferntes Objekt handeln, weiter entfernt als der Mond. Und damit war das Dogma des Unveränderlichen Himmels von Aristoteles in Frage gestellt. Das war auch die Schlussfolgerung, die Galileo Galilei aus seinen Beobachtungen im Jahr 1604 gezogen hat. Er ging aber sogar noch einen Schritt weiter. Seiner Meinung nach könnte es sich beim neuen Stern nicht um einen Stern handeln, sondern um eine große Menge an luftigem Material, das von der Erde aus aufgestiegen ist und jetzt von der Sonne beleuchtet wird. Und es ist nicht nur ein bisschen aufgestiegen, sondern weit über die Distanz des Mondes hinaus. Das klingt jetzt aus heutiger Sicht zwar komisch, aber auch nicht sonderlich schlimm. Aus damaliger Sicht war es das aber. Ludovico delle Colombe, ein Philosoph aus Florenz und einer der größten Gegner von Galileo Galilei hat sich darüber so richtig aufgeregt. Nicht nur habe Galilei behauptet, der unveränderliche göttliche Himmel können sich verändern, was ja schon schlimm genug wäre. Er hat noch dazu behauptet, dass diese Veränderung von der Erde ausgegangen ist. Oder anders gesagt: Die unreinen Elemente der Erde haben das himmlische Material des Äthers im Weltraum verunreinigt! Die irdische Welt und die des Himmels vermischen sich quasi und das war ein Gedanke, der vielen unvorstellbar war. Delle Colombe hatte aber auch keine wirklich gute Alternative um das Phänomen des neuen Sterns zu erklären. Er hat einfach behauptet, dass es sich gar nicht um einen neuen Stern handelt, sondern um einen der eh schon immer da war, nur eben nicht immer sichtbar. Der Streit zwischen Galilei und der Kirche ging dann ja noch ein bisschen weiter, wie wir wissen - aber das ist wieder eine andere Geschichten. Johannes Kepler jedenfalls hat weitere Beobachtungen des neuen Sterns angestellt, andere Beobachtungen gesammelt und 1606 sein umfassendes Werk "De Stella Nova in Pede Serpentarii" beziehungsweise "Der Neue Stern im Fuß des Schlangenträgers" veröffentlicht. Und am Ende konnte er klar zeigen: Es gibt keine Parallaxe und das Objekt muss sich weit entfernt von uns befinden. Die genaue Natur konnte aber auch er nicht herausfinden. Dafür haben wir über 300 Jahre warten müssen. In den folgenden Jahrhunderten hat man zwar immer besser gelernt, den Himmel zu beobachten, aber erst als wir in der ersten Hälfte des 20. Jahrhunderts auch verstanden haben, wie Sterne eigentlich funktionieren, konnte das Rätsel gelöst werden. Diese Entwicklung zu erzählen wäre wieder ein Thema für eine eigene Folge - aber wir wissen heute, dass der Himmel nicht unveränderlich ist. Sterne leben nicht ewig und wenn sie ihr Leben beenden, dann ist das sehr oft sehr dramatisch. Manche explodieren auf gewaltige Art und Weise und werden dabei für kurze Zeit extrem hell. Solche Ereignisse nennt man "Supernova" und genau so etwas haben Kepler und seine Kollegen im Jahr 1604 beobachtet. Es gibt verschiedene Arten, wie ein Stern explodieren kann und sie laufen alle auf unterschiedliche Weise ab. Aber weil Kepler damals so genaue Aufzeichnungen angefertigt hat, können wir heute damit sogar sagen, dass es im Jahr 1604 eine Supernova vom Typ Ia gewesen sein muss. Ganz kurz gesagt läuft das so: In einem Doppelsternsystem sind zwei Sterne einander sehr nahe. Der eine beendet sein Leben etwas früher als der andere; wenn er den Wasserstoff in seinem Kern durch Kernfusion verbraucht hat und andere atomare Reaktionen ablaufen, wird er heißer, bläht sich zu einem roten Riesen auf, stößt seine äußeren Schichten ab und endet als weißer Zwerg. Etwas später durchläuft der zweite Stern denselben Prozess, aber weil sie sich eben so nahe sind, kann das Material, dass er beim Aufblähen abstößt auf den weißen Zwerg fallen. Dort gibt es dann plötzlich wieder genug Brennstoff, die Kernfusion setzt erneut ein und das auf explosive Art und Weise. Der weiße Zwerg wird zerstört und leuchtet dabei extrem hell auf. Die Änderung der Helligkeit - das Aufleuchten und das Abklingen des Lichts - verläuft dabei auf ganz charakteristische Weise und die stimmt mit den Daten von Kepler überein. Es war also kein neuer Stern, den man damals beobachtet hat. Kein Stern ist plötzlich aufgetaucht; im Gegenteil: Ein Stern ist für immer aus dem Universum verschwunden. Nur hat er das mit einem ordentlichen Lichteffekt gemacht und ist dabei so hell geworden, dass er trotz seiner großen Distanz sichtbar wurde. Denn wir wissen heute auch, wie weit entfernt sich das alles abgespielt hat. Keplers Daten haben da ein weiters Mal geholfen. Mit seinen Positionsaufzeichnungen und dem großen Teleskop der Mount Wilson Sternwarte in den USA konnte der deutsche Astronom Walter Baade im Jahr 1941 zeigen, dass sich dort, wo damals der Stern aufgetaucht ist, ein nebelartiges Gebilde befindet. Heute sehen wir das alles natürlich noch besser und können die bei der Supernova durchs Weltall geschleuderten Gasmassen im Detail beobachten. Wir wissen daher auch, dass der Stern in circa 20.000 Lichtjahren Entfernung explodiert ist. Johannes Kepler hat die Supernova aus dem Jahr 1604 nicht entdeckt; er hat auch nicht verstanden, was da genau passiert. Das konnte er mit dem Wissen und den Mitteln der damaligen Zeit natürlich auch nicht. Aber er hat trotzdem alles so genau aufgezeichnet, dass wir später die Möglichkeit hatten, das Rätsel zu lösen. Deswegen ist auch durchaus gerechtfertig, dass diese Supernova heute nicht nur die offizielle Bezeichnung SN 1604 trägt, sondern auch als Keplers Supernova bezeichnet wird. Es wäre natürlich toll gewesen, wenn wir schon damals mit unseren Teleskopen genau dabei zusehen hätten können, wie da ein Stern in unserer eigenen Milchstraße explodiert. Aber das Teleskop ist erst 5 Jahre später, im Jahr 1609 erfunden worden. Wir haben im Laufe der Zeit Supernova-Explosionen überall im Universum gesehen. In der großen Magellanschen Wolke, der Andromedagalaxie und allen möglichen anderen weit entfernten Galaxien. Im Jahr 2004 hat man das 400jährige Jubiläum von Keplers Supernova gefeiert - und das hat man in der Astronomie durchaus, denn es war ein wirklich wichtiges Ereignis. Was man damals aber nicht feiern konnte war die Beobachtung einer weiteren Supernova in unserer eigenen Milchstraße. Wir wissen, was da passiert und wir haben die Mittel, alles genau zu beobachten. Wir könnten so enorm viel von einer Supernova in relativer Nähe lernen. Aber über die Jahrhunderte ist leider kein weiterer Stern explodiert. Vielleicht klappt es ja bis zum 500. Geburtstag im Jahr 2104.

Sternengeschichten Folge 687: Zwerggalaxien und ihre Probleme

Zu wenig oder zu unsichtbar? Sternengeschichten Folge 687: Zwerggalaxien und ihre Probleme In dieser Folge der Sternengeschichten schauen wir wieder weit hinaus ins Weltall. Auf jeden Fall über die Grenzen unserer Milchstraße hinaus. Es wird extragalaktisch, aber wir wollen auch nicht übertreiben und bleiben bei den kleinen Dingen, die sich im großen Raum jenseits der Milchstraße befinden: Den Zwerggalaxien. Die sind, immer wieder mal, in verschiedenen Folgen der Sternengeschichten aufgetaucht, aber sie haben bis jetzt noch keine eigene Folge bekommen, und das ist nötig. Denn die Zwerggalaxien sind nicht nur sehr spannend, sondern auch Teil eines großen Problems, das wir mit dem Verständnis des gesamten Universums und seiner Entwicklung haben. Aber bevor es problematisch wird, bleiben wir bei den Zwerggalaxien selbst. Eine Galaxie ist eine große Ansammlung von Sternen, ein paar hundert Milliarden oder sogar noch mehr, die durch ihre Gravitationskraft aneinander gebunden sind. Und Gas, Staub, dunkle Materie und so weiter ist da natürlich auch noch mit dabei. Die Milchstraße ist eine Galaxie, zu der auch die Sonne gehört. Die Andromedagalaxie ist unsere nächstgelegene Nachbargalaxie - und so weiter. Das Universum ist voll damit. Und eine Zwerggalaxie ist - wenig überraschend - eine kleine Galaxie. Es gibt keine exakte Definition, ab wann man einen Haufen Sterne als "Zwerggalaxie" bezeichnet. Wenn es sehr viele Sterne sind, dann ist es eine Galaxie. Wenn es sehr wenig Sterne sind, dann ist es ein Sternhaufen beziehungsweise ein Kugelsternhaufen. Und irgendwo dazwischen sind die Zwerggalaxien. Typischerweise haben Zwerggalaxien mindestens ein paar hunderttausend Sterne und höchstens ein paar Milliarden. Aber wie gesagt - klare Grenzen gibt es da nicht. In Folge 243 der Sternengeschichten habe ich ausführlich über die große und die kleine Magellansche Wolke gesprochen; zwei Zwerggalaxien, die man sehr gut mit freiem Auge am Nachthimmel sehen kann, zumindest wenn man sich ausreichend weit im Süden befindet. Sie enthalten 15 Milliarden Sterne beziehungsweise circa 5 Milliarden Sterne und in beiden Fällen sind das ziemlich viele Sterne. Ok, es sind nicht die rund 200 Milliarden Sterne die sich in der Milchstraße befinden, aber jetzt auch nicht dramatisch viel weniger. Wir haben aber auch schon Zwerggalaxien gefunden wie Ursa Major III, in der wir nur 57 Sterne sehen konnten. Das sind zugegeben extrem wenig Sterne, aber in dem Fall wird das durch die große Menge an dunkler Materie ausgeglichen, die sich dort befindet. Aber Objekte wie Ursa Major III sind Extremfälle und eine eigene Folge der Sternengeschichten wert. Bleiben wir bei den normalen Zwerggalaxien. So wie die großen Galaxien kann man sie auch anhand ihrer Form einteilen. Es gibt elliptische und sphäroidale Zwerggalaxien, die - wie der Name nahelegt - mehr oder weniger kugelförmige Ansammlungen sind. Es gibt die irregulären Zwerggalaxien, deren Form irgendwie ist und es gibt Zwergspiralgalaxien. Dort sind die Sterne in einer Scheibe mit Spiralarmen angeordnet, so wie es auch in der Milchstraße und vielen anderen großen Spiralgalaxien der Fall ist. Zwergspiralgalaxien sind aber deutlich seltener. Damit eine Galaxie Spiralearme ausbilden kann, braucht sie vor allem ausreichend viel Gas und die Sterne müssen sich ausreichend lange stabil um das Zentrum der Galaxie herum bewegen. Zwerggalaxien sind klein und haben wenig Masse. Dadurch ist auch die gravitative Bindung zwischen den Sternen schwach und sie bewegen sich langsam. Sie können deswegen durch ihre Bewegung auch nicht die gravitativen Störungen auf das Gas ausüben, so dass dort neue Sterne entstehen. Ich will jetzt gar nicht im Detail auf die Entstehung von Spiralarmen und die "Dichtewellentheorie" eingehen, die das erklärt. Aber sehr kurz gesagt: Spiralarme bilden sich dann, wenn die kombinierten gravitativen Störungen jeder Menge Sterne auf die richtige Weise auf das interstellare Gas einwirken, so dass dort an bestimmten Stellen neue Sterne entstehen. Die leuchten dann hell und weil sie eben nur an bestimmten Stellen entstehen und hell leuchten, sehen wir ein Muster und dieses Muster sind die Spiralarme. Zwerggalaxien haben im Allgemeinen zu wenig Sterne dafür, sie bewegen sich nicht auf die richtige Weise und haben zu wenig Masse, um das Gas, das man für die Sternentstehung braucht, festzuhalten. Deswegen sind die allermeisten Zwerggalaxien einfach "Haufen" von Sternen; manche eher kugelförmig und manche komplett unförmig. Und unförmig sind sie vor allem dann, wenn sie mit einer großen Galaxien in Wechselwirkung treten. Auch davon habe ich schon oft erzählt, zum Beispiel als es um die Sternströme in Folge 177 ging. Eine große Galaxie kann eine kleine Zwerggalaxie durch ihre Gravitationskraft nicht nur anziehen, sondern auch verformen. Und am Ende dann verschlucken. Das passiert ständig denn die Zwerggalaxien sind normalerweise immer in der Nähe von großen Galaxien zu finden. Es gibt zwar auch welche, die isoliert und weitab von allen anderen Galaxien existieren. Aber normalerweise ist die Situation so wie bei unserer Milchstraße: Sie hält sich einen ganzen Haufen an Satellitengalaxien. Wir kennen ein paar Dutzend davon. Die uns nächstgelegene ist die Canis-Major-Zwerggalaxie in circa 25.000 Lichtjahren Entfernung. Die bekanntesten sind die vorhin angesprochenenen Magellanschen Wolken, von denen die große auch die größte Satellitengalaxie ist. Aber wir kennen eben auch noch jede Menge andere, die die Milchstraße wie eine Wolke umgeben. Auch die Andromedagalaxie hat ihre eigene Gruppe an Satellitengalaxien. Und jetzt nähern wir uns langsam dem Problem, das ich zu Beginn der Folge angesprochen habe. Wir gehen heute davon aus, dass die Galaxien sich hierarchisch entwickelt haben. Das soll heißen: Zuerst sind kleine Strukturen entstanden und die haben sich langsam zu größeren entwickelt. Oder anders gesagt: Eine Galaxie wie die Milchstraße, die aus ein paar hundert Milliarden Sternen besteht, ist nicht auf einen Schlag entstanden. Zuerst waren da jede Menge kleinere Ansammlungen von Sternen, die sich gegenseitig mit ihrer Gravitationskraft beeinflusst haben. Manche davon sind miteinander verschmolzen und haben größere Ansammlungen gebildet. Die größten haben dann dominiert und noch mehr der kleineren verschluckt. Bis am Ende dann, vereinfacht gesagt, eine große Galaxie existiert, die von jeder Menge Zwerggalaxien umgeben ist, die noch nicht mit ihr verschmolzen sind sondern sich vorerst noch als "Satelliten" um die große Galaxie herum bewegen. Mit unserem Wissen über die Vorgänge im frühen Universum, den theoretischen Modellen über die Entstehung und Entwicklung der Galaxien und so weiter, können wir das alles im Computer simulieren. Das ist alles andere als einfach. Man muss dazu zum Beispiel den Einfluss der dunklen Materie berücksichtigen, von der es ja sehr, sehr viel mehr gibt als von der normalen Materie. Die dunkle Materie hat im frühen Universum gigantische Wolke gebildet. Die Anziehungskraft dieser Wolken hat dafür gesorgt, dass die normale Materie sich in deren Zentren ansammelt. Dort sind daraus dann Galaxien entstanden - jede Galaxie liegt also im Zentrum einer noch viel größeren Wolke aus dunkler Materie. Diese Dunkle-Materie-Wolken stehen natürlich ebenfalls in Wechselwirkung miteinander und weil es eben so viel mehr dunkle Materie gibt als normale Materie, ist es genaugenommen diese Wechselwirkung, die relevant ist. Die Galaxien und Zwerggalaxien in den Zentren dieser Wolken sind nur so etwas wie leuchtende Markierungen für uns, anhand derer wir nachvollziehen können, wie die Struktur der Wolken aussehen muss. All das muss man berücksichtigen, wenn man entsprechende Computermodelle haben will. Auf jeden Fall aber kann man solche Simulationen machen und sie stimmen eigentlich recht gut mit den realen Daten überein. Die großräumige Struktur, die sich in so einem Computeruniversum im Laufe der Jahrmilliarden entwickelt sieht mehr oder wenig so aus wie das, was wir auch in echt sehen, wenn wir die Verteilung der Galaxien im Universum kartieren. Wenn da nicht die Zwerggalaxien wären! Denn wir sehen zwar, dass jede große Galaxie einen Haufen Satellitengalaxien um sich herum hat. Aber wir sehen deutlich weniger als in den Simulationen. Das ist das Problem mit den Zwerggalaxien, das auch oft das "Missing Satellite Problem" genannt wird. Wir wissen immer noch nicht genau, was die Ursache für das Zwerggalaxienproblem ist. Es kann natürlich sein, dass wir irgendwas grundlegendes nicht verstanden haben, was mit der Entwicklung des Universums zu tun hat. Vielleicht brauchen wir ein neues kosmologisches Modell; eine völlig neue Theorie über das Universum. Aber, und das ist vermutlich wahrscheinlicher, vielleicht haben wir auch nur ein paar Details noch nicht ganz verstanden. Wir sehen ja nur die Zwerggalaxien, in denen sich auch ausreichend viele Sterne befinden, die Licht aussenden. Es kann aber durchaus sein, dass in vielen Zwerggalaxien wenig oder vielleicht sogar gar keine Sterne gebildet worden sind. Ich habe vorhin gesagt, dass die großräumige Struktur durch die Verteilung der dunklen Materie bestimmt wird, die wir nicht direkt beobachten können. Wir sehen nur die normale Materie, die sich in den Zentren der großen Wolken aus dunkler Materie angesammelt und in Form von Sternen und Galaxien zu leuchten begonnen hat. Was aber, wenn sich in manchen Wolken aus dunkler Materie keine Sterne gebildet haben? Oder nur so wenig, dass wir es nicht beobachten können? Vielleicht müssen wir nicht unsere Theorien über das Universum über den Haufen werfen, sondern besser verstehen, wie die Wolken aus dunkler Materie die Entstehung von Galaxien beeinflussen? Was aber auf jeden Fall außer Frage steht ist: Zwerggalaxien sind wichtig. Sie sind zahlreicher als die großen Galaxien. Sie sind quasi das, was bei der Entstehung der großen Galaxien übrig geblieben sind; sie sind eine Möglichkeit für uns, die Bildung der großen Strukturen im Universum zu verstehen. Und je besser wir darin werden, sie zu beobachten, desto besser werden wir auch verstehen, wie das Universum zu dem geworden ist, was wir heute sehen.

Sternengeschichten Folge 686: Der asymptotische Riesenast

Bevor ein Stern kein Stern mehr ist **Sternengeschichten Folge 686: Der asymptotische Riesenast ** In dieser Folge der Sternengeschichten geht es zum asymptotischen Riesenast! Das klingt natürlich seltsam: Was soll ein Ast mit dem Weltraum zu tun haben und warum ist es ein Riesenast? Und warum ist er asymptotisch? Das werden wir alles klären - aber es geht natürlich nicht um den Ast eines Baumes, sondern um das, was ein Stern wie unsere Sonne macht, kurz bevor er aufhört, ein Stern zu sein. Der asymptotische Riesenast beschreibt die letzten Schritte im Leben eines Sterns und da passieren jede Menge spektakuläre Dinge. Aber bevor wir zum Ast kommen, müssen wir uns ein wenig mit dem Stern beschäftigen. Alles was ich im folgenden sage, gilt für Sterne, die nicht allzu viel mehr Masse haben als unsere Sonne. Es geht um Sterne, mit circa einer halben Sonnenmasse, bis hin zum circa 8-fachen der Sonnenmasse. Nur sie verhalten sich so, wie ich es jetzt gleich erklären werde. Ich habe in den vergangenen Folgen der Sternengeschichten schon oft davon erzählt, was ein Stern wie unsere Sonne gegen Ende seines Lebens tut. Aber für diese Folge müssen wir uns das sehr viel genauer ansehen als bisher. Ein Stern fusioniert Wasserstoff zu Helium und erzeugt dadurch Energie. Das passiert aber nur im Kern des Sterns, weiter außen reicht die Temperatur dafür nicht aus. Wenn im Kern kaum Wasserstoff mehr übrig ist, dann wird logischerweise auch weniger Fusion stattfinden und es wird weniger Energie erzeugt, die in Form vom Strahlung nach außen dringen kann. Diese Strahlung ist aber quasi die Gegenkraft, die verhindert, dass der Stern unter seiner eigenen Masse in sich zusammenfällt. Wenn der Strahlungsdruck also geringer wird, fällt der Stern - oder genauer gesagt: Der Kern, der jetzt fast nur noch aus Helium besteht - in sich zusammen. Deswegen steigt dort die Dichte und es steigt die Temperatur. Weil der Kern jetzt heißer ist als vorher, heizt er auch die weiter außen liegenden Gasschichten des Sterns auf. Und dort befindet sich ja noch jede Menge Wasserstoff; Wasserstoff, der auf einmal ausreichend stark aufgeheizt wird, um fusionieren zu können. Oder anders gesagt: Wir haben jetzt einen Stern mit einem Kern aus Helium, das vorerst nichts macht, und drum herum eine Hülle aus Wasserstoff, der heiß genug ist, um zu Helium fusioniert zu werden. Und es ist nicht nur heiß genug, es ist sogar noch heißer als es vorher im alten Kern war. Denn der neue Heliumkern ist viel kompakter und dichter; seine Gravitationskraft ist sehr stark und deswegen ist der Druck in der darüberliegenden Schale aus Wasserstoff ebenfalls sehr hoch und hoher Druck bedeutet immer auch eine hohe Temperatur. Der Wasserstoff, der jetzt in der Schale um den Kern herum fusioniert, tut das also unter extremeren Bedingungen; es wird sehr viel mehr Energie frei als früher und die muss irgendwie nach außen. Der jetzt stärkere Strahlungsdruck bläht den Stern auf. Er wird größer und seine Oberfläche dadurch kühler (weil sich die Energie dort jetzt über eine größere Fläche verteilt als vorher). Das Resultat: Wir haben einen Stern, der einerseits - außen! - kühler ist als vorher und gleichzeitig heller leuchtet, weil er viel größer ist. Ein Stern wie unsere Sonne, der vorher weiß-gelbliches Licht abgegeben hat, leuchtet nun im kühleren Rot und wird riesig. Oder anders gesagt: Er wird zu einem Roten Riesenstern. Ist der Wasserstoff in der Schale aufgebraucht und zu Helium geworden, dann ist einerseits der Heliumkern dadurch größer geworden, noch dichter und noch heißer und andererseits kann dadurch die nächst-äußere Wasserstoffschicht zu fusionieren beginnen. Der Stern bläht sich noch mehr auf - und so weiter. Aber natürlich nicht ewig und so weiter. Was am Ende dieser Entwicklung, passiert habe ich in Folge 576 sehr ausführlich erklärt. Irgendwann wird es jetzt auch im Heliumkern so heiß, dass endlich auch die Heliumatome miteinander fusionieren können. Das passiert quasi schlagartig, und deswegen nennt man das auch den "Helium-Blitz". Ob und wie so ein Blitz stattfindet hängt übrigens von der Masse des Sterns ab, aber das wichtige ist: Wir haben jetzt einen Stern, der quasi doppelt fusionieren kann: Helium im Kern und Wasserstoff in einer Schale außen herum. Das ganze läuft jetzt wieder ein wenig stabiler ab; der Stern dehnt sich nicht mehr dramatisch aus; seine Oberfläche wird wieder ein wenig heißer; seine Helligkeit wächst nicht mehr dramatisch an. Aber auch diese Phase dauert nicht ewig, denn irgendwann ist das Helium im Kern durch die Fusion aufgebraucht. Jetzt passiert quasi das selbe wie vorhin, nur mit Helium anstatt Wasserstoff. Der Kern fällt in sich zusammen; es wird heiß genug, dass Helium in einer Schale um den Kern herum fusionieren kann (während noch weiter außen der Wasserstoff natürlich immer noch fusioniert und neues Helium produziert). Der Stern beginnt wieder, sich aufzublähen und seine Oberfläche kühlt weiter ab. In Wahrheit sind die Vorgänge natürlich alle deutlich komplexer als ich sie beschrieben habe, aber das reicht fürs Erste. Es reicht auf jeden Fall, um jetzt endlich die Sache mit dem Riesenast zu klären. Und dafür müssen wir noch einen kurzen Ausflug zum Hertzsprung-Russell-Diagramm machen. Darüber habe ich in einer der allerersten Folgen der Sternengeschichten gesprochen. Dieses Diagramm ist eines der wichtigsten Instrumente in der Astronomie. Ganz simpel gesagt handelt es sich um ein Diagramm, bei dem auf der x-Achse die Temperatur des Sterns aufgetragen wird, und zwar so, dass hohe Temperaturen links sind und tiefe Temperaturen rechts. Auf der y-Achse trägt man die Helligkeit ein, so dass helle Sterne oben sind und weniger helle weiter unten. Ein Stern, der noch quasi mitten im Leben steht, ändert weder seine Helligkeit noch seine Temperatur - das ist ja alles im Gleichgewicht. Er hat in dieser Phase also einen fixen Platz im Diagram: Kühle Sterne leuchten schwach; heiße Sterne leuchten hell und wenn wir alle möglichen Sterne in so ein Diagramm einzeichnen, kriegen wir Punkte entlang einer Linie, die von links oben nach rechts unten verläuft. Diese Linie nennt man die "Hauptreihe", weil sie eben die Phase markiert, in der ein Stern den hauptsächlichen Teil seines Lebens verbringt. Als ich vorhin von dem erzählt habe, was in den späten Phasen eines Sternenlebens passiert, habe ich auch immer wieder gesagt, dass die Leuchtkraft sinkt oder die Temperatur steigt, und so weiter. Das heißt aber auch: Wenn ein Stern in diese Endphase seines Lebens kommt, dann fängt er an, im Hertzsprung-Russell-Diagramm herumzuwandern. Die erste Phase die ich beschrieben habe, war die der Roten Riesen: Ein Stern wird kühler und gleichzeitig heller, weil er sich aufbläht. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm entspricht das also einer Linie, die vom Startpunkt irgendwo auf der Hauptreihe nach rechts oben verläuft. Wenn dann der Heliumblitz einsetzt, wird der Stern ein klein wenig heißer und kaum noch heller. Er wandert im Diagramm jetzt also wieder ein Stück nach links und gleichzeitig nur wenig oder gar nicht nach oben. Die Linie knickt also fast horizontal nach links ab. Dann, wenn auch die Heliumschalen zu fusionieren beginnen, bläht sich der Stern wieder auf, wird wieder heller und kühler - und folgt im Laufe der Zeit einer Linie, die erneut nach rechts oben im Diagramm verläuft, fast parallel zur ersten Linie der er während der Phase als roter Riese gefolgt ist. Ich weiß, es ist ein wenig schwierig sich das ohne Bilder vorzustellen. Aber ich habe das trotzdem so ausführlich erklärt, weil man nur so verstehen kann, was mit dem Begriff "Asymptotischer Riesenast" gemeint ist. Ich habe vorhin schon von der "Hauptreihe" geredet, dem Bereich im Hertzsprung-Russell-Diagramm, in dem sich die Sterne während ihrer normalen Lebensphase befinden. Und genau so wie man diesem Bereich einen Namen gegeben hat, haben auch die anderen Regionen Namen, in denen sich ein Stern während seiner Entwicklung befinden kann. Wenn man alle möglichen Linien einzeichnet, denen Sternen folgen können, dann sieht es fast so aus wie Äste, die aus der Hauptreihe herauswachsen und darum hat man sie auch so genannt. Die Linie, entlang der sich ein Stern während seiner Phase als Roter Riese nach rechts oben bewegt, heißt "Roter Riesenast". Wenn die dann horizontal nach links abknickt, weil der Heliumblitz eingesetzt hat, befindet sich der Stern auf dem "Horizontalast". Danach kommt er auf die Linie, die parallel neben dem Riesenast wieder nach rechts oben führt. Die eine Linie nähert sich also quasi der anderen an und man hat dafür den mathematischen Fachbegriff der Asymptote verwendet, auch wenn es streng genommen mathematisch nicht korrekt ist. Aber das kümmert die Astronomie in dem Fall nicht und man nennt die Linie, entlang der sich ein Stern in dieser Phase seines Lebens bewegt trotzdem den "Asymptotischen Riesenast". Auf englisch heißt das "asymptotic giant branch" oder kurz "AGB" und ein Stern, der gerade diese Entwicklung durchmacht wird AGB-Stern genannt. Auch unsere Sonne wird diesem Weg folgen. In 5 bis 6 Milliarden Jahren wird sie die Hauptreihe verlassen und sich entlang des Roten Riesenastes entwickeln. Sie wird einen kurzen Schlenker am Horizontalast einlegen, bevor sie als AGB-Stern auf den Asymptotischen Riesenast einschwenkt. Und dann? Dann ist ihr Leben als Stern bald vorbei. Sie wird größer werden, als sie es als Roter Riese gewesen ist; ihr Inneres wird immer heißer werden und der Druck der Strahlung immer größer. Im Abstand von einigen zehn- bis hunderttausend Jahren werden mehrere Heliumblitze stattfinden, je nachdem in welcher Schale um den Kern das Helium gerade zu fusionieren beginnt. Dabei wird die freiwerdende Strahlung so viel Druck ausüben, dass sie sich nicht nur aufbläht, sondern Teile ihrer äußeren Schichten komplett hinaus ins All pustet. Sie verliert immer mehr Masse, wodurch in den Schalen um den Kern immer weniger bleibt, was fusionieren kann. Am Ende bleibt nur ein Kern übrig, in dem keine Fusion mehr stattfindet, der aber immer noch heiß genug ist, um die abgestoßenen Gasschichten zum Leuchten anzuregen. Das ist die Phase der "Planetarischen Nebel", von denen ich in Folge 303 ausführlich gesprochen habe und wenn die Gasschichten sich irgendwann verflüchtigt haben, bleibt nur der fusionslose Kern übrig beziehungsweise das, was wir einen "Weißen Zwerg" nennen. Aber weder einen weißer Zwerg noch einen planetarischen Nebel kann man als "Stern" bezeichnet. Das letzte Mal, das unsere Sonne diesen Status verdient hat, ist in ihrer Phase als AGB-Stern am Asymptotischen Riesenast. Verglichen mit den Milliarden von Jahren, die ein Stern davor auf der Hauptreihe verbringt, ist die Zeit am Asymptotischen Riesenast verschwindend kurz. Dort verbringt er höchstens ein paar Millionen Jahren. Trotzdem passieren währenddessen in seinem Inneren so viele komplexe Dinge, dass die Erforschung der AGB-Sterne eine eigene Disziplin innerhalb der Astronomie ist. Die AGB-Phase der Sterne hat zum Beispiel die chemische Entwicklung des Universums massiv geprägt; viele chemische Elemente können nur in dieser kurzen Zeit unter diesen speziellen Bedingungen entstehen. Aber das ist wieder eine ganz andere Geschichte. Auch wenn Sterne nur kurze Zeit am Asymptotischen Riesenast verbringen, reicht es natürlich trotzdem um darüber noch sehr viel mehr Geschichten erzählen zu können.

Sternengeschichten Folge 685: Die dicken und die dünnen Scheiben der Galaxien

Spuren aus der Vergangenheit Sternengeschichten Folge 685: Die dicken und die dünnen Scheiben der Galaxien Bei einer "dicken Scheibe" denkt man vermutlich zuerst an das, was man sich von einem Kuchen abschneiden möchte und die dünne Scheibe ist das, was man sich dann auf den Teller legt, wenn man zu viele dicke Scheiben gegessen hat. Aber in dieser Folge geht es heute natürlich nicht ums Essen. Es geht um Galaxien und darum, wie sie aufgebaut sind. Und vor allem geht es darum, was wir aus diesem Aufbau über die Entstehung und Entwicklung der Galaxien lernen können. Die Sonne ist Teil der Milchstraße, einer Galaxie die aus ein paar hundert Milliarden Sternen besteht und bei der es sich um eine sogenannte "Spiralgalaxie" handelt. Ich habe in den vergangenen Folgen immer wieder über die verschiedenen Arten von Galaxien gesprochen und bei den Spiralgalaxien meistens erklärt, dass man dort zwei hauptsächliche Komponenten unterscheiden kann. Einerseits eine kugelförmige Zentralregion die dicht mit Sternen besetzt ist, den sogenannten "Bulge". Dieser Bulge befindet sich inmitten einer großen Scheibe aus Sternen, die sich dort spiralförmig anordnen und weniger dicht beieinander stehen als im Bulge. Und das ist auch richtig - aber wie so oft ist es nicht das komplette Bild. Aber das haben wir erst gemerkt, als wir uns die Spiralgalaxien ganz genau angesehen haben. Normalerweise ist das, was ich vorhin gerade gesagt habe, auch genau das, was man sehen kann, wenn man Aufnahmen von fernen Spiralgalaxien macht. Man sieht eine Scheibe mit Spiralarmen und ein helles Zentrum. Im Jahr 1979 hat dann aber der amerikanische Astronom David Burstein eine Arbeit über die Helligkeitsverteilung in lentikulären Galaxien veröffentlicht. Was lentikuläre Galaxien sind, habe ich in Folge 591 ausführlich erklärt; ist aber jetzt auch gar nicht so relevant. Viel wichtiger ist, dass sich Burstein mit der vertikalen Helligkeitsverteilung beschäftigt hat, auch wenn das vielleicht eher ein klein wenig öde klingt anstatt wichtig. Aber im Prinzip geht es um folgendes: Wenn wir ferne Galaxien untersuchen, dann können wir dort nur in ganz seltenen Fällen tatsächlich einzelne Sterne sehen. Das geht nur bei unseren nächsten Nachbargalaxien; von allen anderen sehen wir nur eine leuchtende, scheibenförmige Struktur. Aber wir sind natürlich trotzdem an den Details zum Aufbau der Galaxie interessiert. Der genaue Prozess um das zu erreichen, ist selbstverständlich sehr komplex und aufwendig, aber kurz gesagt, läuft es so: Man misst die Helligkeit der Galaxie, aber nicht im Ganzen, sondern in verschiedenen Bereichen. Man kann zum Beispiel Linien gleicher Helligkeit bestimmen; ein wenig so wie man es in der Meteorologie mit Temperatur und Luftdruck macht. Dann kann man auf den Landkarten Isothermen und Isobaren einzeichnen; in der Astronomie sind dass dann dementsprechend Isophoten. Aber die Bezeichnungen sind auch gar nicht so wichtig. Man verbindet die Punkte gleicher Helligkeit und dann kriegt man zum Beispiel eine Kurve, die das Zentrum der Galaxie umschließt, wo sich der dicht mit Sternen besetzte und damit auch sehr helle Bulge befindet. Außerhalb dieser Kurve ist es dann weniger hell, dh. dort müssen auch weniger Sterne sein, noch weiter außerhalb ist es noch weniger hell, und so weiter. Aus den Details der Struktur der Isophoten kann man dann ableiten, wie viele Sterne sich in welchem Abstand vom Zentrum befinden müssen und die Struktur der Galaxie selbst rekonstruieren. David Burstein hat 1979 Galaxien untersucht, die wir "edge-on" sehen. Das heißt, von uns aus gesehen blicken wir genau auf die Kante der Scheibe. Wir sehen also keine Spiralarme - dafür müssten wir mehr von "oben" auf die Scheibe schauen. Aber Burstein wollte wissen, wie dick die Scheiben sind und hat dafür genau die Helligkeitsmessungen gemacht, die ich gerade erklärt habe und dann probiert, daraus mit Modellen abzuleiten, wie groß Scheibe und Bulge sind. Dabei hat Burstein gemerkt, dass das nicht so gut funktioniert, zumindest dann nicht, wenn man auch den Teil der Scheibe vernünftig berücksichtigen will, der am wenigsten hell leuchtet. Er hat nur dann ein brauchbares Ergebnis bekommen, wenn er in seinem Modell zwei Scheiben verwendet. Eine dünne Scheibe, um die herum sich auch noch eine dicke Scheibe befindet. Nur die Modelle in der die Scheibe aus diesen beiden Komponenten besteht waren in der Lage, die Helligkeitsmessungen vernünftig zu beschreiben. Und weil die Astronomie bei der Namensgebung oft erstaunlich unkreativ ist, sind dass die Bezeichnungen, die man auch heute noch verwendet: Dicke Scheibe und Dünne Scheibe. Und jetzt könnte man sich natürlich denken, warum man da eine eigene Folge der Sternengeschichten machen muss. Dann haben die Spiralgalaxien halt eine dünne und eine dicken Scheibe? Was ist da so außergewöhnlich daran. Beziehungsweise: Wenn die dünne Scheibe quasi innerhalb der dicken Scheibe liegt, ist dass dann nicht eigentlich immer noch nur eine Scheibe? Das sind gute Fragen und wie üblich ist die Sache nicht so einfach, wie sie auf den ersten Blick klingt. Die Sterne in einer Galaxien sind ja nicht gleichmäßig verteilt. Ich habe zu Beginn schon erwähnt, dass es den Bulge gibt, in dem die Sterne viel dichter beieinander stehen als in der Scheibe. Und in der Scheibe gibt es die Spiralarme aus Sternen und die Bereiche dazwischen, wo sich weniger Sterne befinden. Die dicke und die dünne Scheibe unterscheiden sich auf eine ähnliche Weise: Die meisten Sterne einer Galaxie findet man in der dünnen Scheibe; sie ist quasi das, was wir sehen, wenn wir eine Spiralgalaxie anschauen. In der dicken Scheibe gibt es viel weniger Sterne, auch wenn sie ausgedehnter ist. In der Milchstraße hat die dünne Scheibe eine Dicke von etwa 1000 Lichtjahren und dort befinden sich 95% aller Sterne, die nicht zum Bulge gehören. Die dicke Scheibe ist zwischen 2000 und 3600 Lichtjahren dick. Aber viel interessanter ist, dass sich dünne und dicke Scheibe nicht einfach nur durch die Anzahl der Sterne unterscheiden. Die Sterne der dicken Scheibe unterscheiden sich vor allem durch ihre Bewegung, ihr Alter und ihre chemische Zusammensetzung. Sie enthalten weniger schwere Elemente (also Elemente, die kein Wasserstoff oder Helium sind) als die Sterne in der dünnen Scheibe und sie sind alle viel älter. Die Sterne in der dicken Scheibe sind also grundlegend anders als die der dünnen Scheibe und wenn wir wüssten, warum es in den Galaxien diese beiden Sterngruppen in den beiden Komponenten der Scheibe gibt, dann könnten wir daraus viel über die Entstehung und Entwicklung der Galaxien lernen. Man hat einige Hypothesen entwickelt, warum das so sein könnte. Zum Beispiel, weil Galaxien ja wachsen, in dem sie mit anderen Galaxien verschmelzen. Die dicke Scheibe könnte ein Überrest so einer alten Galaxie sein. Oder die Sterne der dicken Scheibe könnten früher aus der jungen Scheibe hinaus geworfen worden sein, was vor allem die Unterschiede in ihrer Bewegung erklären würde. Es gibt noch weitere Erklärungen, die alle aber nicht wirklich exakt passen. Im Juni 2025 haben Daten des James-Webb-Weltraumteleskops dann neue Erkenntnisse gebracht. Man hat 111 Galaxien beobachtet, in unterschiedlichen Distanzen. Teilweise hat das Licht bis zu 11 Milliarden Jahren bis zu uns gebraucht; wir haben also Galaxien gesehen, die im frühen Universum entstanden und noch nicht so weit entwickelt sind und Galaxien, die uns näher sind und die sich schon so lange entwickelt haben wie die Milchstraße. Die Astronominnen und Astronomen haben dabei Galaxien gefunden, die eine dicke und dünne Scheibe haben - und Galaxien, die nur eine einzige Scheibe besitzen. Eine genaue Analyse der Daten hat gezeigt, dass eine typische Galaxie zuerst mit nur einer Scheibe gebildet wird, nämlich der dicken Scheibe. Erst später entwickelt sich dann daraus auch eine dünne Scheibe. Das läuft vermutlich so: Eine junge Galaxie hat in ihrer - einen - Scheibe jede Menge Gas, das turbulent durch die Gegend wirbelt. Aus diesem Gas entstehen jede Menge Sterne, die dann das turbulente Gas stabilisieren. Die Bewegung von Gas und Sternen wird stabiler und sie sammeln sich einer dünneren Scheibe an; das, was zurück bleibt ist dann die dicke Scheibe. Und weil sich das meiste Gas in der dünnen Scheibe befindet, können dort weiterhin neue Sterne entstehen, während die dicke Scheibe nur von den alten Sternen bevölkert wird, und keine jungen mehr nachkommen. Wann dieser Wechsel von einer zu zwei Scheiben im Leben einer Galaxie passiert, hängt von ihrer Masse ab. Je mehr Masse, desto schneller passiert es, denn desto schneller können ausreichend viele Sterne entstehen, die das Gasstabilisieren. Es gibt vieles, was wir noch nicht über Galaxien wissen; auch über unsere eigene Milchstraße. Galaxien sind eben wirklich langlebige Objekte und wir sehen immer nur einen kurzen Ausschnitt aus ihrem Jahrmilliarden langen Leben. Aber wenn wir genau genug hinschauen, dann können wir Spuren der Vergangenheit finden; Spuren, wie die Aufteilung der Sterne in eine dicke und eine dünne Scheibe. Spuren, die uns zeigen, was vor Milliarden Jahren passiert ist und auch in der Milchstraße passiert sein muss.

Sternengeschichten Folge 684: Die Geschichte des Tierkreis

Das erste Messinstrument der Astronomie Sternengeschichten Folge 684: Die Geschichte des Tierkreis Wer diesen Podcast regelmäßig hört hat höchstwahrscheinlich absolut kein Problem, alle Planeten des Sonnensystems aufzuzählen. Aber in der allgemeinen Öffentlichkeit ist das etwas, was viele Menschen nicht so ohne Probleme hinbekommen. Was hierzulande aber so gut alle Leute kennen, ist ihr Sternzeichen. Egal ob man an Astrologie glaubt oder nicht: Wir wissen ob wir Löwe, Schütze, Widder oder was auch immer sind. Wir kennen die 12 Sternbilder des Tierkreis, wie man die Gesamtheit der astrologischen Sternzeichen nennt. Das ist einerseits natürlich ein bisschen tragisch, zumindest aus meiner Sicht als Astronom. Aber andererseits ist es auch irgendwie verständlich, jedenfalls aus historischer Sicht. Denn die Sternzeichen sind älter als die Astronomie. Oder besser gesagt: Die Sternzeichen sind in gewissen Sinne die Grundlage der Astronomie. Und damit will ich nicht einfach nur sagen, dass die Menschen halt früher Astronomie und Astrologie vermischt haben und historisch gesehen beide Disziplinen den selben Ursprung haben. Sondern dass die Entwicklung des Tierkreises ein wichtiger Schritt hin zu dem war, was viel später einmal die moderne Astronomie geworden ist. Und ja, der Tierkreis ist etwas, was entwickelt wurde, als Werkzeug, um den Himmel besser verstehen zu können. Es lohnt sich also, einen Blick auf die Geschichte des Tierkreises zu werfen und wie er einerseits mit den modernen Sternzeichen zusammenhängt und andererseits mit der Astronomie. Und natürlich muss so eine Geschichte im Rahmen dieser Podcastfolge unvollständig bleiben; denn sie wäre erstens viel zu lang und zweitens kennt auch die Forschung noch längst nicht alle Details. Aber wir können auf jeden Fall einmal festhalten, dass die Menschen immer schon zum Himmel geschaut und darüber nachgedacht haben, was es dort zu sehen gibt. Wie sollte es auch anders sein: Der Sternenhimmel übt auch heute noch eine enorme Faszination auf uns aus und das war früher noch viel mehr der Fall. Einerseits, weil die Sterne viel besser zu sehen waren. Wenn es Nachts dunkel geworden ist, war es richtig dunkel und zwar überall auf der Welt. Und andererseits war es auch wichtig, die Sterne zu beobachten. Wenn man lange genug und genau genug hinsieht, dann erkennt man Rhythmen in der Bewegung der Punkte am Himmel. Diese Rhythmen kann man nutzen, um einen Überblick über die Zeit zu gewinnen. Man kann dann vorhersagen, wann zum Beispiel der Winter kommt und wann er wieder aufhören wird. Man weiß, wann man die Saat ausbringen und wann man ernten kann. Und so weiter: Wissen dieser Art war früher überlebenswichtig und die einzige Möglichkeit es zu erhalten war der Blick in die Sterne. Was die Menschen da gesehen und vor allem, was sie sich gedacht haben, lässt sich heute schwer rekonstruieren. Aber es gibt Quellen, die uns ein wenig sagen können. Zu den wichtigsten gehört wahrscheinlich das MUL.APIN und das wäre mindestens eine eigene Folge wert. Es handelt sich dabei um eine Zusammenstellung des babylonischen Wissens über den Himmel. Die ältesten Version die wir auf Keilschrifttafeln gefunden haben, ist über 2500 Jahre alt und es würde viel zu weit führen, über alles zu sprechen, was dort an Wissen zu finden ist. Es gibt Listen mit Sternbildern, mit Namen der Planeten, Regeln zur Berechnung eines Kalenders, Regeln für Schaltjahre, Listen mit Daten für den Auf- und Untergang von Sternen, der Sonne, die Bewegung der Planeten, und so weiter. Für die Geschichte des Tierkreises ist aber vor allem Liste 6 von Teil 1 des MUL.APIN interessant. Dort findet man die "Sternbilder im Mondpfad". Das heißt: Dort sind alle Regionen des Himmels aufgelistet, durch die sich der Mond im Laufe eines Monats bewegt. Und das war neu. Davor, in der noch älteren Astronomie von Mesopotamien hat man auch Sternkarten gehabt. Man hat den Himmel in Zonen eingeteilt. Man hat den Himmel benutzt, um Kalender zu erstellen und die Landwirtschaft zu organisieren. Aber es gab noch nichts, was den heutigen Sternzeichen ähnelt. Erst in der babylonischen Astronomie hat man die Mondbahn als eine Art Strukturlinie definiert (zumindest ist die babylonische Astronomie die erste, von der wir das wissen). Der Kalender in Babylonien war am Mond und seinen Phasen orientiert, das heißt wenn man einen guten Kalender haben will, muss man auch so gut wie möglich wissen, wie sich der Mond bewegt. Der Mond braucht für eine Runde um die Erde circa 28 Tage, das heißt in diesem Zeitraum bewegt er sich einmal um den Himmel herum. Er durchquert auf seiner Bahn auch immer wieder die selben Sternbilder und deswegen haben diese in der babylonischen Astronomie besondere Bedeutung erlangt. Die Sterngruppen, durch die der Mond sich regelmäßig bewegt, waren nicht mehr nur Bilder, die mit der Mythologie oder der Religion zu tun haben. Es waren gewissermaßen die Koordinaten entlang einer Himmelskarte. Denn man konnte damals ja nicht so einfach die Position von Himmelsobjekten messen wie heute. Man hatte keine präzisen Messinstrumente, sondern hat dafür die Sternbilder benutzt. Sie waren Referenzpunkte am Himmel, mit denen man entsprechende Zyklen erkennen und Berechnungen durchführen konnte. Im MUL.APIN sind 17 dieser Sternbilder gelistet. Manche davon sind dieselben, die wir auch heute noch so nennen, zum Beispiel der Löwe, der Krebs oder die Zwillinge. Manche haben andere Namen: Was wir heute "Schütze" nennen war damals Pabilsang, eine Gottheit. Zu den 17 Sterngruppen zählen auch welche, die heute keine eigenen Sternbilder sind, wie zum Beispiel die Plejaden oder Sternbilder wie der Orion, die mit den modernen Sternzeichen nichts zu tun haben. Die Hervorhebung der Sternbilder entlang der Bahn des Mondes war noch nicht das, was wir heute den Tierkreis nennen. Aber es war der erste Schritt dazu. Die 17 Stationen entlang der Mondbahn waren auch nicht alle gleich groß und es waren eben 17 und nicht die 12 Sternbilder im Tierkreis, die wir heute kennen. Aber man hatte nun zumindest schon einmal die Mondbahn als zentrale Strukturlinie am Himmel definiert. Und dann kam das, was die Forschung den "zodiacal turn" nennt ("Zodiak" ist ein anderes Wort für den Tierkreis). Auch hier sind die Details erstens zu umfangreich um sie hier komplett darzustellen und zweitens immer noch Teil der aktuellen historischen Forschung. Aber irgendwann, vor circa 2500 Jahren wurde die Sache mit der Mondbahn standardisiert. Man hat sie in 12 gleich große Abschnitte eingeteilt. Warum es genau 12 sind, ist noch nicht abschließend geklärt. Aber es hat mit Sicherheit damit zu tun, dass es sich dann einfacher rechnen lässt. In der babylonischen Mathematik hat man ein Zahlensystem verwendet, das auf der Zahl 60 basiert. Und 60 lässt sich gut durch 12 teilen. Ein kompletter Kreis, also eine ganze Runde um den Himmel herum, hatte 6 mal 60, also 360 Grad und geteilt durch 12 gibt das Abschnitte zu je 30 Grad. Diese Einteilung ist - aus Sicht der babylonischen Mathematik - einfach und elegant und dann passt das auch noch gut zu der Anzahl an Monaten im Jahr, die zwar nicht exakt 12 beträgt, aber immerhin fast. Mit dieser Einteilung hat man sich auch von den konkreten, an einem bestimmten Ort sichtbaren Sternbildern als Referenz gelöst und eine einheitliche Struktur geschaffen, mit dem man gut rechnen kann. Oder anders gesagt: Der Himmel ist auf einmal berechenbar geworden, dass ist der "mathematical turn", der mit dem "zodiacal turn" einhergegangen ist. Die 12 Abschnitte sind zwar nach Sternbildern am Himmel benannt worden, waren aber eher Recheneinheiten, als konkrete Ansammlungen von Sternen. Der Tierkreis war ein abstraktes Koordinatensystem, der aus der Notwendigkeit entstanden ist, die Mondbewegung irgendwie zu standardisieren. Damit war einerseits die Grundlage für das geschaffen, was sich im Laufe der Jahrtausende zur modernen Astronomie entwickelt hat, also eine systematische Verfolgung der Bewegung der Himmelskörper und ihre mathematische Beschreibung, mit der man in der Lage war, entsprechende Vorhersagen über zukünftige Position zu treffen und Modelle zu entwickeln, die den Kosmos beschreiben. Andererseits hat man dadurch natürlich auch die Möglichkeit geschaffen, die Astrologie auf eine Art und Weise zu betreiben, wie wir sie heute kennen. Früher hat man - vereinfacht gesagt - den Himmel betrachtet und nach "Omen" gesucht, nach speziellen Ereignissen oder ähnlichen Vorkomnissen. Nun konnte man auch hier konkrete Rechnungen und Vorhersagen machen. Man konnte die Position von Sonne, Mond und der Planeten anhand ihrer Stellung im Tierkreis kategorisieren, ihnen Bedeutungen zuordnen und die Sternzeichen im Tierkreis gewissermassen als Marker für die Identität von Individuen verwenden. Die Entwicklung des Tierkreises war natürlich nur der Anfang. Was vor 2500 Jahren in Babylonien begonnen hat, hat sich in den Jahrtausenden danach immer weiter entwickelt. Das gilt für die Astrologie und die Erstellung der Horoskope und das gilt auch für die wissenschaftliche Astronomie. Im 2. Jahrhundert vor Christus hat der griechische Astronom Hipparch zum Beispiel entdeckt, dass sich die Ausrichtung der Erdachse im Laufe der Zeit langsam ändert. Über diese Präzession habe ich ja schon in anderen Folgen ausführlich gesprochen, aber dieses Phänomen hat dazu geführt, dass sich die Position der Himmelskörper im Tierkreis verändert. Die klassischen astrologischen Sternzeichen, die damals noch identisch mit den entsprechenden Sternbildern am Himmel waren, sind das heute wegen dieser Verschiebung nicht mehr. Es hat bis in die frühe Neuzeit gedauert, bis Astrologie und Astronomie vollständig entkoppelt waren. Die Referenzlinie aus Babylonien, die der Mond über den Himmel gezogen hat, haben wir heute durch die Ekliptik ersetzt. Das ist die scheinbare Bahn der Sonne am Himmel bzw. die an den Himmel projizierte Bahn der Erde. Sie ist die Referenzebene des Sonnensystems, alle Planeten (und auch der Mond der Erde) bewegen sich mehr oder weniger in dieser Ebene um die Sonne und damit auch mehr oder wenig entlang der Ekliptik über den Himmel. Wir haben die klassischen Sternbildern und die, die danach gekommen sind, standardisiert und im frühen 20. Jahrhundert durch die 88 offiziellen Sternbilder der modernen Astronomie ersetzt. 13 davon werden von der Ekliptik durchquert, aber wir brauchen sie nicht mehr als Referenzpunkte in einem Koordinatensystem, weil wir jede Menge spezielle Systeme entwickelt haben, um die Position von Himmelskörpern anzugeben. Der Tierkreis spielt heute nur noch in der unwissenschaftlichen Astrologie eine Rolle. Aber als er vor 2500 Jahren erfunden wurde, war er der erste Schritt, um ein wenig wissenschaftliche Ordnung in den Himmel zu bekommen. Der Tierkreis war der erste Versuch, die scheinbar unverständliche Bewegung der Himmelskörper zu fassen.Er war der Anfang des großen Abenteuers, das die Astronomie heute ist.