Tim Pritlove: Hallo und herzlich willkommen zu Raumzeit, dem Podcast über Raumfahrt und andere.
Tim Pritlove: Kosmische Angelegenheiten.
Tim Pritlove: Mein Name ist Tim Prittlaff und ich begrüße euch hier zur 122.
Tim Pritlove: Ausgabe von Raumzeit.
Tim Pritlove: Und heute bin ich mal wieder auf Reisen gewesen,
Tim Pritlove: oder bin es gerade, und zwar hat mich der Weg geführt nach Kopenhagen,
Tim Pritlove: Konkret ans Nils Bohr-Institut in das Cosmic Dawn Center und Cosmic Dawn,
Tim Pritlove: der Name kündigt es ein wenig an.
Tim Pritlove: Wir blicken heute mal richtig weit zurück ins Universum und gucken uns mal an,
Tim Pritlove: wie denn da die Sonne mal aufgegangen ist.
Tim Pritlove: Und um darüber zu sprechen, begrüße ich meine Gesprächspartnerin,
Tim Pritlove: nämlich die Anne, Anne Hutter. Schönen guten Tag.
Anne Hutter: Hallo Tim.
Tim Pritlove: Herzlich willkommen bei Raumzeit. Anne,
Tim Pritlove: du bist hier als theoretische Physikerin, als Postdoc unterwegs hier am Niels
Tim Pritlove: Bohr-Institut eben in diesem Cosmic Dawn Center und das gemeinsam mit vielen
Tim Pritlove: anderen Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftlern,
Tim Pritlove: die sich dem Universum verschrieben haben, kann man sagen.
Anne Hutter: Ja, genau.
Tim Pritlove: Da gehen wir gleich mal drauf ein. Es würde mich natürlich erst mal interessieren,
Tim Pritlove: was deine eigene wissenschaftliche Reise so bisher gewesen ist.
Tim Pritlove: Womit hat es denn angefangen bei dir mit der Wissenschaft?
Tim Pritlove: Hast du schon als kleines Kind im Sandkasten Atome resoniert?
Anne Hutter: Okay, nicht als kleines Kind.
Anne Hutter: Aber ich glaube, zumindest als Teenager war mir ziemlich klar,
Anne Hutter: ich will Astronomie oder Astrophysik machen.
Tim Pritlove: Warum?
Anne Hutter: Das weiß ich bis heute nicht. Ich weiß nur, ich mochte die ganzen Star Trek
Anne Hutter: Filme und ich weiß bis heute nicht, ob es die waren, die mich auf diese Route
Anne Hutter: gebracht haben oder andersrum.
Tim Pritlove: Was ist denn dein Lieblingscharakter bei Star Trek gewesen?
Anne Hutter: Spock. Natürlich.
Tim Pritlove: Das hätte ich jetzt auch schon vorher sagen können. Faszinierend.
Tim Pritlove: Gut, und dann bist du es auch geworden.
Anne Hutter: Ja, dann ging es ziemlich schnurstracks. Ich habe Physik in Würzburg studiert,
Anne Hutter: obwohl meine Bachelorarbeit noch nicht in der Astrophysik war.
Anne Hutter: Das habe ich dann erst zum Master geschafft.
Anne Hutter: Dann bin ich weitergegangen. Während meines Masterstudiums habe ich einen Vortrag
Anne Hutter: über den kosmischen Mikrowellenhintergrund gehalten.
Anne Hutter: Und fand das super spannend, was man im Prinzip aus, ja eigentlich nur so einer
Anne Hutter: Karte, im Prinzip was für Informationen man da rauslesen kann und was man dann
Anne Hutter: darüber lernen kann, wie das Universum sich eigentlich gebildet hat.
Anne Hutter: Das fand ich sehr spannend und dann wollte ich eben auch in die Richtung was
Anne Hutter: machen und hab mich eben umgeguckt und bin dann am Leibniz-Institut für Astrophysik in Potsdam gelandet.
Tim Pritlove: Wann?
Anne Hutter: Ende 2010 habe ich dann dort angefangen. Und dann war ich da bis Anfang 2015.
Anne Hutter: Und dann bin ich danach für einen Postdoc nach Melbourne,
Anne Hutter: nach Australien gezogen, an das Center for Astrophysics and Supercomputing von
Anne Hutter: der Swinburne University und war dann drei Jahre dort und bin dann in die Niederlande,
Anne Hutter: an das Kapteininstitut an der Universität Groningen.
Anne Hutter: Und Australien und die Niederlande sind ja beide sehr radio dominiert,
Anne Hutter: wenn es geht um Radiowellen.
Anne Hutter: Echt? Ja, das hängt dann auch im Prinzip so ein bisschen mit meiner Forschung
Anne Hutter: zusammen, obwohl ich Theoretikerin bin.
Tim Pritlove: Ja, warum sind die Länder so darauf fixiert? Das war mir noch gar nicht so klar.
Anne Hutter: Ich glaube in den Niederlanden ist es hauptsächlich historisch.
Anne Hutter: Australien liegt wahrscheinlich daran, dass die etliche Bereiche haben,
Anne Hutter: wo im Prinzip niemand lebt.
Tim Pritlove: Die können überall Teleskope aufstellen.
Anne Hutter: Im Prinzip ja, alles, kein Radio.
Tim Pritlove: Insofern passt natürlich jetzt Holland da gar nicht so richtig im Vergleich.
Tim Pritlove: Aber inwiefern ist das in der Geschichte der Niederlande?
Anne Hutter: Weiß ich nicht.
Tim Pritlove: Also jetzt in der Wissenschaftsgeschichte kommen einfach viele Radioforscher.
Anne Hutter: Die haben zumindest eins, ich glaube der ältesten, bin mir nicht sicher.
Anne Hutter: Also sie haben zumindest eins einen sehr älteren Radioteleskope und ja,
Anne Hutter: das hat sich irgendwie so rauskristallisiert.
Tim Pritlove: Okay, die haben da ein Ding am Laufen, wir nehmen das jetzt einfach mal so hin.
Tim Pritlove: Jeder hat so seine Spezialisierung, aber dass Niederlande und Australien da
Tim Pritlove: auf derselben Schiene sind, das war mir selber noch nicht so ganz bewusst.
Tim Pritlove: Okay, war das einfach da immer zu wechseln? Also wird man da so einfach durchgereicht
Tim Pritlove: oder ist das ein großer Aufwand, sich da zu bewerben und genommen zu werden?
Anne Hutter: Ja, sicherlich. Ich meine, mittlerweile sind diese ganzen Stellen ziemlich kompetitiv.
Anne Hutter: Ja, ich weiß es nicht. Dich haben sie genommen. Ich habe immer wieder eine Stelle gefunden.
Anne Hutter: Insofern ist es vielleicht nicht ganz repräsentativ.
Tim Pritlove: Vielleicht, die Frage ist eher so in Richtung, ob die sozusagen, also ob das,
Tim Pritlove: dann auch immer so Institute sind, die dann auch viel ohnehin schon miteinander
Tim Pritlove: zu tun haben, dass da so ein natürlicher Flow zwischen den Wissenschaftlerinnen
Tim Pritlove: und Wissenschaftlern ist,
Tim Pritlove: dadurch, dass sie sich auch mit ähnlichen Themen beschäftigen und vielleicht halt… Ja.
Anne Hutter: Teilweise. Ich sag mal in dem Fall nicht unbedingt, aber sie haben natürlich
Anne Hutter: teilweise ähnliche Forschungsschwerpunkte, was natürlich…,
Anne Hutter: Macht dann Sinn, dass man von dem einen zu dem anderen geht.
Tim Pritlove: Okay. Und so war es dann wahrscheinlich auch hier.
Anne Hutter: Genau.
Tim Pritlove: Ja, das Cosmic Dawn Center. Seit wann gibt es das?
Tim Pritlove: Und wie wurde das so?
Tim Pritlove: Also es ist ja, wenn ich das richtig sehe, so eine Kooperation der Uni Kopenhagen
Tim Pritlove: und der Technischen Universität, die auch so das National Space Institute,
Tim Pritlove: ist das vergleichbar mit dem DLR?
Tim Pritlove: Also ist das sozusagen hier so der Körper in Dänemark, der sich so um Raumfahrt kümmert?
Anne Hutter: Ich weiß nur, dass sie auch Instrumentierung machen. Insofern würde ich das
Anne Hutter: annehmen, aber wissen tue ich das nicht genau.
Tim Pritlove: Aber die sind ja auf jeden Fall mit drin und das ist sozusagen der Grund,
Tim Pritlove: warum das hier eingerichtet wurde.
Anne Hutter: Ja, einer der Gründe. Ja, der Cosmic Dawn Center wurde 2018,
Anne Hutter: glaube ich, hat das angefangen.
Anne Hutter: Und im Prinzip das ist so eine, wie sich das hier nennt, Exzellenzzentrum,
Anne Hutter: wo der Dänische Forschungsbund im Prinzip Geld für zehn Jahre gibt,
Anne Hutter: für die Forschung, die sozusagen da beantragt wurde.
Anne Hutter: Ja, man sozusagen fokussiert auf ein Thema oder auf einen Themenblock forschen
Anne Hutter: kann und auch Wissenschaftler anstellen kann, um das zu bearbeiten.
Anne Hutter: Und ja, der Cosmic Dawn Center selber ist sehr fokussiert im Prinzip auf das
Anne Hutter: James Webb Space Telescope.
Anne Hutter: Hauptsächlich eben, um diese Daten auch auszuwerten. Im Prinzip war die Idee,
Anne Hutter: eins der vielen internationalen Zentren zu sein, wo man spezialisiert darauf
Anne Hutter: ist, das alles auszuwerten und zu interpretieren.
Tim Pritlove: Also es war schon so klar in der Voraussicht, irgendwann wird man das Ding auch
Tim Pritlove: mal gestartet bekommen und wenn es dann losgeht mit dem Datenstrom,
Tim Pritlove: muss ja auch jemand geben, der sich diesem Datenstrom annimmt.
Tim Pritlove: Das ist natürlich weltweit der Fall.
Tim Pritlove: James Webb beschäftigt glaube ich derzeit sehr viele.
Tim Pritlove: James Webb war ja hier auch bei Raumzeit schon ein Thema.
Tim Pritlove: Also einerseits im Mittelpunkt einer Sendung Raumzeit 93 mit Günter Hasinger,
Tim Pritlove: wo wir generell drüber gesprochen haben, was das Ding so kann und machen soll.
Tim Pritlove: Auch konkret wird auch die ganze Provisionierung der Wissenschaft dann letzten
Tim Pritlove: Endes läuft von der ISA von Madrid aus.
Tim Pritlove: Aber natürlich mittlerweile auch bei fast jedem Thema spielt irgendwie James
Tim Pritlove: Webb in irgendeiner Form eine Rolle, weil das einfach in so viele Bereiche rein strahlt.
Tim Pritlove: Ja, und hier ist das sozusagen im Zentrum des Geschehens, aber es ist vielleicht
Tim Pritlove: nicht die einzige Datenquelle, die hier ausgewertet wird, oder?
Anne Hutter: Nein, das ist nicht das einzige Datenquelle.
Anne Hutter: Es werden auch viele Beobachtungen mit ALMA, also auch ein Radioteleskop.
Tim Pritlove: In Chile in der Atacama-Wüste, das gibt es ja schon sehr lange.
Anne Hutter: Ja, das ist glaube ich ein zweites großes Standbein und jetzt eben seit letztem
Anne Hutter: Jahr auch Euclid, das langsam auch kommt.
Tim Pritlove: Genau, also der Satellit, der auch ein weiteres Weltraumteleskop,
Tim Pritlove: was sich ja auch auf die Suche nach dunkler Materie und dunkler Energie gibt, Galaxien beobachtet,
Tim Pritlove: hier bei Raumzeit in Sendung Nummer 117 ein ausführliches Thema schon gewesen
Tim Pritlove: und mittlerweile eben auch gestartet und mittlerweile kommen auch Daten.
Tim Pritlove: Also da geht es schon richtig los.
Tim Pritlove: Ja, gut. Dann kommen wir nochmal so ein bisschen auf dein Forschungsfeld,
Tim Pritlove: weil du hast dich ja jetzt sozusagen dieser Phase auch sehr verschrieben.
Tim Pritlove: Also Cosmic Dawn heißt ja literally sozusagen quasi das Morgengrauen des Universums,
Tim Pritlove: so könnte man das ja definieren.
Tim Pritlove: Sprich, es geht um die Frage, was ist denn eigentlich nun damals passiert?
Tim Pritlove: Und ich denke, jeder hat schon mal so ein bisschen was vom Urknall gehört.
Tim Pritlove: Also sozusagen das aktuelle wissenschaftliche Bild, ein Modell kann man sagen, eine Idee,
Tim Pritlove: wie all das zusammenpassen kann, was wir bisher beobachtet haben.
Tim Pritlove: Und was wir uns aus unseren Vorstellungen, wie Physik funktioniert und Einstein
Tim Pritlove: und anderen immer wieder bestätigten Theorien so zusammenbauen können,
Tim Pritlove: wie das alles zusammenpasst mit dem, was wir beobachten.
Tim Pritlove: Aber das ist halt nach wie vor ein Feld, was sich auch schwer beobachten ließ,
Tim Pritlove: weil es halt einfach alles schon lange her ist.
Tim Pritlove: Und ich finde es immer wieder faszinierend, weil ich denke, das ist auch vielen
Tim Pritlove: Leuten nicht so klar, dass ja der Blick ins All ja auch immer ein Blick in die Zeit ist.
Tim Pritlove: Wenn wir einen Stern sehen, dann ist das Licht ja nicht gerade vor zehn Minuten
Tim Pritlove: entstanden, sondern es ist halt teilweise Millionen und teilweise Milliarden Jahre her,
Tim Pritlove: dass dieses Licht erzeugt und auf die Reise zu uns geschickt wurde und so dieses
Tim Pritlove: expandierende Universum.
Tim Pritlove: Bietet uns sozusagen beliebig viel Beobachtungstiefe, nur gab es eben diese
Tim Pritlove: Instrumente bisher nicht, um eben auch beliebig tief reinzuschauen.
Tim Pritlove: Also beliebig tief können wir immer noch nicht reinschauen, aber es hat sich
Tim Pritlove: ja einiges getan und durch James Webb ist jetzt eben nochmal so eine ganz neue
Tim Pritlove: Zeit eigentlich angebrochen, kann man sagen.
Tim Pritlove: Also ein neues Zeitalter der Beobachtung, wo wir jetzt also jahrzehntelang eigentlich
Tim Pritlove: immer alles so ein bisschen dominiert war von Hubble,
Tim Pritlove: dem Weltraumteleskop, was ja jetzt glaube ich vor ein paar Tagen schon mal so
Tim Pritlove: in den vorübergehenden Ruhestand geschickt wurde.
Tim Pritlove: Also es ist noch da, aber man glaubt, es hält nicht mehr lang.
Tim Pritlove: Und um es noch erhalten zu können, sind sozusagen viele Systeme jetzt schon
Tim Pritlove: mal runtergefahren worden.
Tim Pritlove: Aber jetzt ist halt James Webb gelauncht und ist ja auch super erfolgreich gestartet
Tim Pritlove: und sieht ja auch so aus, als ob es sehr viel länger auch am Leben erhalten
Tim Pritlove: werden kann, als man sich das halt da am Anfang nur erträumen können.
Tim Pritlove: Und wie schon gesagt, jetzt kommen halt diese Daten.
Tim Pritlove: Jetzt reichert sich sozusagen auch wieder ein Blick mit Daten an,
Tim Pritlove: der ja vorher eigentlich nur in der Theorie entstanden ist.
Tim Pritlove: Was ist denn jetzt sozusagen unser aktuelles Bild,
Tim Pritlove: also das der Wissenschaft sozusagen,
Tim Pritlove: was ist sozusagen bisher der kleinste gemeinsame Nenner, der Konsens,
Tim Pritlove: was da mal wohl passiert ist und womit fing es an oder was ist der früheste
Tim Pritlove: Zeitpunkt, von dem wir eine Meinung haben,
Tim Pritlove: wie es vielleicht angefangen sein könnte, um es mal ganz zurückhaltend zu formulieren.
Anne Hutter: Ja, also der früheste Zeitpunkt, den wir tatsächlich sehen können,
Anne Hutter: ist die sogenannte kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung.
Anne Hutter: Und im Prinzip, wenn wir anfangen nach der Urknalltheorie gehen,
Anne Hutter: dann hatten wir den Urknall und da gab es eine Phase, in der das Universum ganz
Anne Hutter: schnell expandiert ist.
Anne Hutter: Währenddessen sind dann auch danach dann die ganzen Teilchen haben sich geformt.
Tim Pritlove: Was ist denn der Blick dann drauf, aus was es expandiert ist?
Tim Pritlove: Also nicht was es war, aber wie klein wird es irgendwann mal gewesen sein, alles?
Anne Hutter: Im Prinzip der Urknall in sich selber ist eine Singularität, im Prinzip ein Punkt.
Anne Hutter: Also im Prinzip von einem Punkt zur Dimension.
Tim Pritlove: Indem sich alles befindet, was wir heute sehen und meinen zu sehen.
Tim Pritlove: Das ist mindboggling, oder? Das ist schwierig. Wie gehst du damit um?
Tim Pritlove: Singularität und so. Kann man sich das irgendwie vorstellen?
Tim Pritlove: Ist das irgendwie abbildbar?
Anne Hutter: Ich würde sagen, nein. Ich kann es mir nicht vorstellen. Ich glaube,
Anne Hutter: das ist so ein bisschen wie Quantenmechanik.
Anne Hutter: Ich habe es gelernt zu akzeptieren und als abstraktes Konzept irgendwie damit zu arbeiten.
Anne Hutter: Aber es ist sehr schwierig vorzustellen, weil es komplett anders ist,
Anne Hutter: als was wir sehen oder erleben.
Tim Pritlove: Gut, ich meine, es kann ja auch sein, dass das so ein sehr vorübergehender Zustand
Tim Pritlove: ist. Und ganz kurz davor war es schon wieder ganz anders.
Tim Pritlove: Man weiß es nicht.
Anne Hutter: Okay, gut.
Tim Pritlove: Aber das ist sozusagen das Bild. Also das muss man sich ja mal klar machen.
Tim Pritlove: Jetzt hätte ich fast gesagt Stecknadelkopf, aber es ist ja eigentlich mehr die Stecknadelspitze.
Anne Hutter: Ja.
Tim Pritlove: Okay, und in dem war alles und das expandiert. Und dann?
Anne Hutter: Im Prinzip werden es expandiert. Also man muss sich vorstellen,
Anne Hutter: es war am Anfang wie ganz heiß. Und werden es expandiert, kühlt es im Prinzip auch ab.
Tim Pritlove: Und es ist sozusagen alles, was wir an Materie heute wahrnehmen und auch vielleicht
Tim Pritlove: Materie, die wir heute noch nicht,
Tim Pritlove: oder die wir nur indirekt wahrnehmen, die auch noch nicht die Struktur hat,
Tim Pritlove: in der wir es heute wahrnehmen.
Anne Hutter: Und im Prinzip haben sich auch erst in dieser allerersten Phase dann nach dieser
Anne Hutter: Expansion eigentlich die Teilchen gebildet.
Anne Hutter: Und irgendwann ist das Universum im Prinzip, also in bestimmten Punkten besteht
Anne Hutter: es im Prinzip aus den klassischen Komponenten, die wir kennen.
Anne Hutter: Protonen, Neutronen, Elektronen und auch Strahlung natürlich.
Anne Hutter: Und die waren ja bis zu knapp 400.000 Jahre nach dem Urknall.
Anne Hutter: Haben die sozusagen, was wir sagen, Wechselwirkung, also die Strahlung ist dann
Anne Hutter: an Elektronen oder an Protonen gestoßen und dann haben die sozusagen ihre Energie
Anne Hutter: angeglichen aneinander und damit hatten die immer ungefähr die gleiche Energie.
Anne Hutter: Aber irgendwann ist das Universum im Prinzip 400.000 Jahre nach dem Urknall,
Anne Hutter: so weit abgekühlt, dass das nicht mehr möglich ist.
Tim Pritlove: Dass was nicht mehr möglich ist?
Anne Hutter: Dass sozusagen die Strahlung nicht mehr oft mit den Teilchen interagiert.
Anne Hutter: Im Prinzip kann man sich vorstellen, dann ist der Abstand einfach zwischen den
Anne Hutter: Teilchen schon so groß, dass die Wahrscheinlichkeit für diese Strahlung,
Anne Hutter: dass sie ein Teilchen treffen, sehr gering ist.
Anne Hutter: Und was dann passiert ist, ist im Prinzip, dass wir eigentlich erst dann die
Anne Hutter: Elemente im Universum gebildet wurden, als der Wasserstoff, das ist der Punkt.
Tim Pritlove: Also wenn wir sagen die Teilchen, dann reden wir von dem kompletten Teilchen Zoo,
Tim Pritlove: von dem Standardmodell der Physik,
Tim Pritlove: also da haben wir noch keine Atome und vielleicht ein Elektron,
Tim Pritlove: Aber alles ist sozusagen die kleinste Einheit,
Tim Pritlove: von der wir heute meinen zu wissen,
Tim Pritlove: dass sie alles ausmacht, auch wenn wir noch keine Erkenntnis darüber haben,
Tim Pritlove: aus was diese Teilchen wiederum bestehen und auch entstanden sind.
Tim Pritlove: Das heißt, man muss sich das sozusagen vorstellen wie so eine heiße Gas-Plasma-Wolke,
Tim Pritlove: also alles ist eins sozusagen, um mal metaphorisch zu sprechen.
Tim Pritlove: Ich finde das irgendwie sehr wichtig, sich das so vorzustellen,
Tim Pritlove: dass da nicht sozusagen ein fertiges Universum einfach nur größer geworden ist,
Tim Pritlove: sondern eigentlich ist eigentlich,
Tim Pritlove: wenn man das jetzt mal rückwärts denkt, ist das ganze Universum zusammen komprimiert worden,
Tim Pritlove: bis es so heiß wurde, bis es in sich geschmolzen nur noch irgendwie aus,
Tim Pritlove: was auch immer dann das Kleinste ist, was es sein kann, nur noch daraus besteht.
Tim Pritlove: Und jetzt ist sozusagen der Urknall, ist rückwärts das Ganze abgespielt, dieser Film.
Tim Pritlove: Es wird irgendwie größer und es ist aber alles heiß.
Tim Pritlove: Also heiß, und jetzt reden wir wahrscheinlich von Abermillionen von Grad heiß
Tim Pritlove: oder wie heiß, also furchtbar heiß.
Anne Hutter: Ja, ich nehme...
Tim Pritlove: Also nicht, was eine normale Sterntemperatur heiß ist, sondern noch heißer.
Anne Hutter: Ja, definitiv noch heißer.
Tim Pritlove: Ähm,
Tim Pritlove: Und du sagst jetzt 400.000 Jahre und dann ist das alles überhaupt erst soweit
Tim Pritlove: abgekühlt, dass es anfangen kann,
Tim Pritlove: dass die Teilchen überhaupt ordentlich miteinander interagieren können,
Tim Pritlove: um daraus zusammengesetzte Teilchen zu bauen.
Anne Hutter: Ja, dass wir eigentlich erst die ersten Atome formen können.
Anne Hutter: Vorher war das im Prinzip nicht wirklich möglich.
Tim Pritlove: Also es gab in dem Sinne auch vorher keine Protonen oder so,
Tim Pritlove: also die ganzen Quarks, die flogen dann alle noch einzeln rum?
Anne Hutter: Die gab es schon. Man kann sich das ungefähr so vorstellen.
Anne Hutter: Je kleiner der Baustein ist, desto früher hat er sich im Prinzip geformt.
Anne Hutter: Und dann mit der Zeit bilden sich aus den kleinen Bausteinen sozusagen die größeren.
Anne Hutter: Und die 400.000 Jahre ist im Prinzip wirklich die Krönungsstufe,
Anne Hutter: die allerletzte Stufe, wenn wir tatsächlich die Atome bilden.
Tim Pritlove: Aber wie groß war dann das Universum zu diesem Zeitpunkt?
Tim Pritlove: Wenn es sich extrem expandiert, wie groß ist es dann vermutlich erstmal geworden,
Tim Pritlove: um überhaupt erstmal Atome bilden zu können?
Tim Pritlove: Ist das irgendwie eine darstellbare Größe? Ist das überhaupt noch vorstellbar? Also es ist schon...
Anne Hutter: Naja, Pi mal Daumen ist es ungefähr, man kann es sich vorstellen,
Anne Hutter: tausendmal kleiner als heute.
Tim Pritlove: Tausendmal? Okay, also schon recht groß. Weil tausendmal kleiner ist ja...
Anne Hutter: Ungefähr, also größenordnungsmäßig.
Tim Pritlove: Okay. Also schon eine beträchtliche Expansion.
Anne Hutter: Jaja, definitiv groß. Also ich sag mal, nee, nicht irgendwie 10 Zentimeter oder 10 Meter.
Tim Pritlove: Naja, keine Ahnung. War ja nicht dabei.
Anne Hutter: Nee, schon ziemlich groß.
Tim Pritlove: Okay, gut. Und dann erst nimmt die Temperatur so sehr ab, dass überhaupt erstmal
Tim Pritlove: eine Interaktion möglich ist zwischen den Teilchen.
Tim Pritlove: Und dann haben wir Atome, beziehungsweise wahrscheinlich nur genau eine Art von Atom.
Anne Hutter: Ja, im Prinzip in dieser Phase wird dann Wasserstoff gebildet.
Anne Hutter: Und das einzige andere Teilchen, was sich danach auch noch bildet, ist Helium.
Anne Hutter: Und es gibt auch noch ein bisschen Lithium, aber mehr wird eigentlich nicht gebildet.
Anne Hutter: Also das sind alle Teilchen, die es dann quasi gibt.
Tim Pritlove: Also im Periodensystem halt eins, zwei und drei.
Anne Hutter: Ja.
Tim Pritlove: Ein Proton, zwei Protonen.
Anne Hutter: Und mehr existiert da auch noch nicht zu der Zeit.
Tim Pritlove: Warum jetzt nicht noch das nächste Element? Also warum ein bisschen Lithium
Tim Pritlove: und warum ist dann da Ende?
Anne Hutter: Im Prinzip macht das energetische im Prinzip nicht so wirklich.
Anne Hutter: Sind sozusagen die Kräfte noch nicht
Anne Hutter: stark genug, dass man die energetisch miteinander verschmelzen könnte.
Anne Hutter: Dazu braucht man im Prinzip nachher dann diese Massen und diese Kräfte,
Anne Hutter: die sozusagen dann in Sternen herrschen.
Tim Pritlove: Also das nächste wäre dann Beryllium gewesen, was hätte folgen müssen.
Tim Pritlove: Und dafür brauchst du dann schon Sternenbrut sozusagen, um dann was zu machen.
Tim Pritlove: Also das ganze Weltall besteht jetzt im Wesentlichen aus Wasserstoff und Helium, kann man sagen.
Tim Pritlove: Und sehr viel mehr Wasserstoff als Helium, nehme ich mal an.
Anne Hutter: Ja, im Prinzip ja.
Tim Pritlove: Und ist das jetzt schon der Moment, wo diese Hintergrundstrahlung entsteht oder
Tim Pritlove: kommt das erst noch später?
Anne Hutter: Nee, das ist genau der Punkt, als sie entsteht. Im Prinzip kann man sich vorstellen,
Anne Hutter: bis zu diesem Zeitpunkt waren die Teilchen und die Strahlung im Gleichgewicht,
Anne Hutter: also hatten dieselben Energie.
Anne Hutter: Und plötzlich wird sozusagen die Strahlung wie losgekoppelt von diesen Teilchen.
Anne Hutter: Also die bleibt dann auch, die hat so eine bestimmte, wir sagen Temperatur,
Anne Hutter: also die dann sozusagen auch die Temperatur, die damals im Universum herrschte, darstellt.
Anne Hutter: Und wir sehen sie auch heute sozusagen, ja im Prinzip bei dieser Temperatur,
Anne Hutter: obwohl natürlich sich das Ganze auch rot verschiebt.
Anne Hutter: Also wir wissen dann auch genau, wir können die Temperatur dann auch eigentlich
Anne Hutter: genau messen, die es dann dort gab, genau.
Anne Hutter: Und das ist eben das Spannende. Also diese Hintergrundstrahlung ist eben eigentlich sehr homogen.
Anne Hutter: Also es gibt nicht viele Fluktuationen. Also wenn nur ganz kleine und die sind
Anne Hutter: vier, fünf Größenordnungen kleiner als die Temperatur an sich.
Anne Hutter: Also wenn man die Temperatur nimmt und dann hat man 10.000 bis 100.000 mal kleinere
Anne Hutter: Temperaturfluktuationen.
Tim Pritlove: Ich habe da noch ein Verständnisproblem mit dieser Hintergrundstrahlung.
Tim Pritlove: Also ich stelle mir das jetzt so vor, man hat so diesen riesigen Blob,
Tim Pritlove: so ein tausendstel Universum groß,
Tim Pritlove: also sehr groß und diese Temperatur,
Tim Pritlove: die dann zu diesem Zeitpunkt herrscht und die bis dahin ja so im Wesentlichen
Tim Pritlove: gleichmäßig verteilt war bis auf diese kleinen Fluktuationen,
Tim Pritlove: die ist ja jetzt nicht nur am Rand des Ganzen, sondern die ist ja überall.
Tim Pritlove: Jetzt expandiert das irgendwie weiter.
Tim Pritlove: Ist dann nicht diese Temperatur auch weiterhin überall?
Tim Pritlove: Warum nehmen wir die sozusagen aus der Ferne wahr und warum ist die nicht überall?
Anne Hutter: Sie ist überall.
Tim Pritlove: Sie ist überall.
Anne Hutter: Auch heutzutage. Also heutzutage ist sie überall. Und wir können sie auch messen.
Anne Hutter: Also die ersten Messungen wurden zum Beispiel mit dem COPI-Satelliten gemacht.
Anne Hutter: Und dann kam WMAP und die letzte Mission war im Prinzip die Planck-Mission,
Anne Hutter: die es genau auskartiert hat im Prinzip.
Tim Pritlove: Aber die Strahlung kommt ja sozusagen aus der Ferne zu uns.
Tim Pritlove: Oder ist das falsche Bild?
Anne Hutter: Ja, ich würde mal mehr sagen, man kann sich vorstellen, vielleicht man hat verschiedene
Anne Hutter: Strahlungskomponenten, die in ganz verschiedene Richtungen gehen und es gibt
Anne Hutter: quasi ja nicht eine Quelle.
Anne Hutter: Im Prinzip waren im Universum ja überall, wurde diese Strahlung sozusagen losgeschickt.
Anne Hutter: Deswegen kommt sie sozusagen von überall.
Anne Hutter: Selbst wenn sich das Universum expandiert, im Prinzip relativ dehnen sich ja
Anne Hutter: auch diese, wenn wir jetzt sagen, wir haben ganz, ganz viele Quellen,
Anne Hutter: die dehnen sich ja mit aus.
Anne Hutter: Und insofern, ja, vielleicht ist das, wie man es sich vorstellen kann,
Anne Hutter: dass es von überall kommt.
Tim Pritlove: Und diese Fluktuationskarte, viele werden das wahrscheinlich schon mal gesehen
Tim Pritlove: haben, es wird oft so grün, blau, rot, blau dargestellt,
Tim Pritlove: dann hat man halt so diese ganze Ellipse, also quasi einmal so der Blick rundherum,
Tim Pritlove: so ein 360 Grad Foto und darin kann man sozusagen diese Temperaturschwankungen sehen.
Tim Pritlove: Und das Ganze ist ja wie so ein Foto vom Universum zu dem Zeitpunkt,
Tim Pritlove: aus dem man dann Dinge rauslesen kann, reden wir bestimmt gleich drüber.
Tim Pritlove: Würde ich jetzt dasselbe machen, aber von einer anderen Stelle aus im Universum?
Tim Pritlove: Würde die Karte genauso aussehen oder anders?
Anne Hutter: Prinzipiell sollte sie ziemlich gleich aussehen.
Tim Pritlove: Also es ist wirklich sozusagen ein universelles Bild.
Tim Pritlove: Also das gilt so überall, überall war diese Strahlung gleich verteilt oder sah sie gleich aus.
Anne Hutter: Ja, statistisch definitiv.
Tim Pritlove: Was können wir der jetzt ansehen? Was sagen diese Fluktuationen aus?
Tim Pritlove: Was kann man daraus deuten? Weil es hat ja zu einiger Begeisterung geführt,
Tim Pritlove: auch die Bilder von Planck und so.
Anne Hutter: Im Prinzip sind diese Fluktuationen, die wir dann sehen, also manche Stellen,
Anne Hutter: wo es wärmer oder wo es kälter ist,
Anne Hutter: die sagen uns im Prinzip aus, wo das Universum anfangs ein Tick dichter und
Anne Hutter: ein Tick weniger dicht war.
Anne Hutter: Und im Prinzip sind das sozusagen die ersten Überdichten.
Anne Hutter: Das sind dann auch die Regionen, in denen wahrscheinlich die Materie sich anfängt
Anne Hutter: zu kollabieren oder zusammenzuziehen und dann auch die ersten Sterne darin zu entstehen.
Anne Hutter: Insofern gibt es uns eine Idee, wie sozusagen überhaupt die Struktur,
Anne Hutter: also wir sagen die großräumige Struktur im Universum damals ausgesehen hat.
Tim Pritlove: Ja, weil so rein statistisch betrachtet, auch wenn alles im Wesentlichen eine
Tim Pritlove: Temperatur hat, hat es nicht alles dieselbe Temperatur, sondern hier war es
Tim Pritlove: ein Tick mehr und da war es ein Tick weniger und das sind dann sozusagen so diese Fehlstellen,
Tim Pritlove: die sich dann über die Zeit verstärkt haben.
Tim Pritlove: Wo es irgendwo mal heißer war, dann ist es dann auch heißer geblieben.
Tim Pritlove: Wo es mal kälter war, ist es dann auch kälter geworden.
Tim Pritlove: Und während sich halt alles so auseinander zieht, waren das dann vermutlich
Tim Pritlove: auch die Stellen, die dann später dazu geführt haben, wo sich die Materie angereichert hat.
Tim Pritlove: Weil wenn man sich heute das Universum anschaut, dann bildet es ja Stellen aus,
Tim Pritlove: wo weniger ist, die Voids, also nicht komplett leer,
Tim Pritlove: aber da ist dann halt nicht so viel, da hängen nicht so viele Galaxien rum,
Tim Pritlove: während die Galaxien alle sich in so längeren Straßen in diesen Filamenten rumtummeln.
Tim Pritlove: Und wenn irgendwo mal eine Galaxie ist und wo eine Galaxie ist,
Tim Pritlove: ist eine andere nicht weit entfernt, kann man es mal so sagen.
Tim Pritlove: Es gibt wahrscheinlich auch ein paar, die völlig verloren in irgendeinem Void
Tim Pritlove: rumhängen und sich fragen, wie sie da jetzt hingekommen sind.
Tim Pritlove: Also das hängt sozusagen unmittelbar oder davon geht man derzeit aus,
Tim Pritlove: dass das unmittelbar zusammenhängt.
Anne Hutter: Ja, ja, ja, im Prinzip, ja.
Tim Pritlove: Dann springen wir doch mal wieder zurück in diesen Moment, wo also jetzt die
Tim Pritlove: Atome sich geformt haben.
Tim Pritlove: Was ist dann als nächstes passiert?
Anne Hutter: Im Prinzip haben wir es eigentlich schon jetzt angesprochen.
Anne Hutter: Das Spannende ist jetzt im Prinzip, man kann sich vorstellen,
Anne Hutter: die Strahlung kann keine Ansammlung mehr von Teilchen sozusagen zerschießen.
Anne Hutter: Wenn zum Beispiel jetzt die Teilchen angefangen haben mit der Gravitation zu
Anne Hutter: klumpen, dann kann die Strahlung diesen Klumpen nicht mehr aufweichen.
Anne Hutter: Und somit kann die Materie immer weiter sich anreichern und verklumpen.
Anne Hutter: Und das wird dann immer alles dichter und dichter. Und damit formen sich dann die Strukturen.
Anne Hutter: Und in der klassischen Theorie, wenn man das sozusagen in erster Ordnung zum Beispiel rechnet,
Anne Hutter: wenn man annimmt, man hat eine homogene eine Massenverteilung,
Anne Hutter: also gleichförmig verteilt und sich dann fragt, wie sowas eigentlich kollabiert.
Anne Hutter: Was man dann rauskriegt ist, dass man Flächen bildet.
Anne Hutter: Also die kollabieren sozusagen in einer Dimension und dann bilden sich in der
Anne Hutter: nächsten Dimension, dann kommen diese Straßen, von denen du gesprochen hast,
Anne Hutter: also wir nennen die Filamente.
Anne Hutter: Und die letzte Struktur ist dann, wenn du mehrere Filamente hast,
Anne Hutter: dann kannst du, was wir sagen, dann halos.
Anne Hutter: Das sind, ja, Ja, sozusagen mehr kugelförmige, nicht kugelförmige Gebilde,
Anne Hutter: die dann eben nochmal dichter werden und in denen entstehen dann die ersten Galaxien.
Tim Pritlove: Aber mit Galaxien geht es ja nicht los, man braucht ja erstmal ein paar Sterne für Galaxien.
Anne Hutter: Ja, gut. Die Definition, was ist eine Galaxie, ist natürlich dann auch nochmal zu diskutieren.
Anne Hutter: Ob man sowas schon mit ein, zwei Sternen sagt, das ist jetzt eine Galaxie.
Tim Pritlove: Also die Sternentstehung beginnt. Und wie schnell ist das dann vorangegangen?
Tim Pritlove: Also ich meine, okay, jetzt ist das irgendwie alles expandiert,
Tim Pritlove: 400.000 Jahre, so wumms, dann bilden sich schlagartig Atome.
Tim Pritlove: Also das dürfte ja dann wahrscheinlich auch ein relativ schneller Prozess gewesen
Tim Pritlove: sein, weil es ja dann sozusagen auch überall sofort oder mehr oder weniger sofort
Tim Pritlove: dieselben Bedingungen geherrscht haben.
Tim Pritlove: Also wurde sozusagen mit so einem Fingerschnips ab einer bestimmten erreichten
Tim Pritlove: niedrigeren Temperatur wandelte sich auf einmal alles in Wasserstoff um, kann man fast sagen.
Anne Hutter: So ungefähr, ja.
Tim Pritlove: Ein bisschen Helium. Und dann standen sich die Anturbe sozusagen gegenüber und
Tim Pritlove: dann ging das Gravitationsspiel los,
Tim Pritlove: dass dann Gas sich zusammenfindet, sich anzieht und dann ist sozusagen Sternenentstehung
Tim Pritlove: mehr oder weniger automatisch das nächste, was passiert.
Tim Pritlove: Kann man das so sehen oder ist das zu einfach gedacht?
Anne Hutter: Im Prinzip. Also diese Zusammenfindung von dem Gas, wir nennen das den Zeitraum
Anne Hutter: sozusagen die Dark Ages, die dunklen Zeiten, in denen es im Prinzip noch kein Licht gab.
Anne Hutter: Und die ersten Sterne, man weiß es nicht so genau, sind wahrscheinlich 100 bis
Anne Hutter: 200 Millionen Jahre nach dem Urknall, haben sich wahrscheinlich gebildet.
Anne Hutter: Und das ist eben in diesen Verdichtungen passiert, wo das Gas so dicht ist,
Anne Hutter: dass es anfängt unter dem Gravitationsdruck zu kollabieren.
Tim Pritlove: Also wir sind jetzt von 400.000 Jahre, wo sich das ganze Gas bildet,
Tim Pritlove: mal eben 100 Millionen Jahre nach vorn.
Anne Hutter: Weitergereiht.
Tim Pritlove: Und das sind die dunklen Zeiten. Ja. Okay, die Dark Ages.
Anne Hutter: Dark Ages, ja.
Tim Pritlove: Und wie nennt man die Phase davor? Überhaupt einen Namen?
Anne Hutter: Ja, das ist die Phase der Rekombination. Also Rekombination.
Anne Hutter: Im Prinzip sagt man, wenn man das Wasserstoff nimmt, vorher war es im Prinzip
Anne Hutter: ein Proton und ein Elektron.
Anne Hutter: Also war es sozusagen ionisiert und dann wurde es sozusagen kombiniert.
Anne Hutter: Warum sie Rekombination sagen, weiß ich nicht.
Tim Pritlove: Weil es überhaupt erstmal kombiniert wurde.
Anne Hutter: Ja, genau.
Tim Pritlove: Okay, Begriffsunschärfer.
Tim Pritlove: Ionisiert heißt ja, das Elektron ist irgendwie nicht da.
Anne Hutter: Sozusagen.
Tim Pritlove: Das war quasi der Zustand, weil es vorher sich gar nicht zusammenfinden konnte.
Tim Pritlove: Aber dann haben sich halt die Protonen gebildet und dann haben die sich quasi
Tim Pritlove: die Elektronen dann geschnappt und dadurch hatte man dann Atome.
Tim Pritlove: Und das ist die Kombination oder die Rekombination. Also das ist sozusagen die erste Phase.
Tim Pritlove: Dann geht es halt los mit dem Wasserstoff, der dann auf dem Weg ist, sehe ich jetzt.
Tim Pritlove: Aber dann dauert es halt einfach mal. Ich meine, 100 Millionen Jahre ist ja
Tim Pritlove: jetzt nicht nix, sozusagen.
Tim Pritlove: Und die Phase heißt dann wie?
Anne Hutter: Dark Ages. Ja, man muss sich das auch vorstellen.
Anne Hutter: Ich meine, bei der Rekombination war alles noch sehr gleichförmig verteilt.
Anne Hutter: Und wenn wir uns dann angucken, wie dicht etwas sein muss oder diese Gasansammlung
Anne Hutter: sein muss, damit sich Sterne formen, das sind ja verschiedene Größenordnungen
Anne Hutter: eben sozusagen auch höher.
Anne Hutter: Und das braucht eben auch seine Zeit, dass es sich überhaupt formen kann.
Tim Pritlove: Okay, und dann haben sich diese Sterne gebildet, aber man konnte sie nicht sehen. Warum nicht?
Anne Hutter: Man könnte sie vielleicht zum Teil sehen. Also diese Sterne bilden sich und senden Licht aus.
Anne Hutter: Und wir wissen ja von der Rekombination, der Wasserstoff, der war zu dem Zeitpunkt immer noch neutral.
Anne Hutter: Das heißt, das Elektron und das Proton blieben beieinander.
Anne Hutter: Und was jetzt passiert, wenn die allerersten Sterne sich formen,
Anne Hutter: die senden ja auch Licht aus, was relativ energetisch ist, also ultraviolette Strahlung.
Anne Hutter: Und diese ultraviolette Strahlung ist energiereich genug, dass sie das Wasserstoffatom
Anne Hutter: wieder ionisieren kann.
Tim Pritlove: Also sie kickt das Elektron raus. Ist das jetzt die einzige Strahlung,
Tim Pritlove: die diese Sterne von sich gegeben haben?
Tim Pritlove: Man würde jetzt erwarten, die geben alle möglichen Strahlung von sich,
Tim Pritlove: aber nur der ultraviolette Anteil ist in der Lage, diese Elektronen wieder aus
Tim Pritlove: den Atomen rauszuschießen, die sie jetzt gerade erst gefunden haben. Ist ja auch dramatisch.
Anne Hutter: Ja, genau. Aber sie geben sozusagen,
Anne Hutter: für Sterne ist es relativ genau eine Schwarzkörperstrahlung ungefähr.
Anne Hutter: Also es ist eine Verteilung über verschiedene Wellenlängen oder Energiebereiche.
Anne Hutter: Und die ultraviolette Strahlung ist sozusagen mehr der energiereichere Teil.
Anne Hutter: Man kann sich jetzt zum Beispiel auch vorstellen, je heißer ein Stern ist,
Anne Hutter: was eigentlich auch damit korreliert, dass er größer und massereicher ist,
Anne Hutter: wenn er heißer ist, desto mehr energiereiche Strahlung entsendet er auch.
Anne Hutter: Und dementsprechend, je mehr massereiche Sterne ich habe, desto mehr von dieser
Anne Hutter: Strahlung, die Wasserstoff ionisieren kann, wird auch gebildet.
Anne Hutter: Um jetzt auf deinen eigentlichen Punkt wieder zuzukommen, warum man diese Sterne
Anne Hutter: vielleicht dann nicht wirklich sieht.
Anne Hutter: Also können wir uns vorstellen, dass der energiereiche Teil der Strahlung von
Anne Hutter: dem Wasserstoff, der teilweise in der Galaxie ist, aber auch außerhalb,
Anne Hutter: also wir nennen zum Beispiel den Wasserstoff und auch das Helium,
Anne Hutter: zwischen den Galaxien intergalaktisches Medium.
Anne Hutter: Weil im Prinzip, wir haben ja nicht nur Galaxien, sondern überall anders auch das Gas.
Anne Hutter: Und diese Strahlung, die ultraviolette Strahlung von den Sternen,
Anne Hutter: ionisiert dann oder fängt an zu ionisieren den Wasserstoff im intergalaktischen Gas.
Anne Hutter: Und man kann sich das jetzt vorstellen, das ist wie eine Welle,
Anne Hutter: die sich so langsam ausbreitet.
Anne Hutter: Im Prinzip ist es eher eine Sternansammlung, was so eine erste Galaxie ist.
Anne Hutter: Das Licht wird ausgesendet, fängt an, den Wasserstoff im intergalaktischen Gas,
Anne Hutter: das direkt um die Galaxie ist, anzujonisieren. Und dann kann es ja,
Anne Hutter: wenn es den ersten Wasserstoff ionisiert hat, kann es sozusagen weiter durchgehen.
Anne Hutter: Weil es ja den ersten Teil, den er schon ionisiert hat, absorbiert ja nicht
Anne Hutter: mehr diese ultraviolette Strahlung.
Tim Pritlove: Dann breitet sich das langsam auf.
Anne Hutter: Genau, und dann breiten sich diese ionisierten Gebiete langsam mehr und mehr aus.
Tim Pritlove: Also alles ist sozusagen eine riesige Gassuppe.
Tim Pritlove: So stelle ich mir das vor. Und durch die Verdichtung über diese Millionen von
Tim Pritlove: Jahren bilden sich dann halt die Sterne.
Tim Pritlove: Die Sterne sind ja im Prinzip eine Zusammenklumpung von Gas,
Tim Pritlove: dann setzt halt die Fusion ein, dann wird das eben verbrannt,
Tim Pritlove: das kennen wir ja von unserer Sonne auch.
Tim Pritlove: Aber sind halt einfach noch umgeben von diesem neutraler Wasserstoff,
Tim Pritlove: wo sozusagen alles dabei ist.
Tim Pritlove: Und erst durch ultraviolette Strahlung, also durch besonders energetische Sonnen,
Tim Pritlove: wird dann diesem Wasserstoff sozusagen die Elektronen weggekickt.
Tim Pritlove: Sind dann nach wie vor noch Wasserstoffatome, aber die haben halt einen Elektron weniger.
Tim Pritlove: Oder keins mehr. Es ist ja eh nur eins da.
Tim Pritlove: Ist ja eigentlich ziemlich fies. Und jetzt haben sie sich gerade erst gefunden, ähm.
Tim Pritlove: Und das dauert natürlich dann eine Weile, aber in dem Moment,
Tim Pritlove: wo das stattfindet, dann hebt sich sozusagen diese Strahlung,
Tim Pritlove: also in dem Moment, wo die Strahlung auf das Atom trifft, wird das Elektron
Tim Pritlove: weggeschossen, aber damit ist dann die Strahlung quasi weg.
Tim Pritlove: Also sie ist dann vollständig energetisch absorbiert, es strahlt dann nicht darüber hinaus.
Tim Pritlove: Das ist dann sozusagen der Trade, der dann gemacht wird.
Tim Pritlove: Strahlung kommt, Elektronen wird rausgekickt und das hat dann diese Energie
Tim Pritlove: in dem Moment vernichtet.
Tim Pritlove: Sprich, es braucht dann noch mehr Strahlung, damit dann die dahinterliegenden
Tim Pritlove: Atome auch noch kommen und so weiter. Und so breitet sich das langsam aus.
Tim Pritlove: Und das ist dann sozusagen diese Reionisierung des Weltalls,
Tim Pritlove: die sich jetzt, naja, ich meine, in kosmischen Dimensionen dauert das dann ja
Tim Pritlove: dann wahrscheinlich auch eine Weile.
Anne Hutter: Ja.
Tim Pritlove: Also das ist ja dann sozusagen eine Stück für Stück, eine Beendigung dieser
Tim Pritlove: Dark Ages, kann man das so sehen?
Anne Hutter: Ja, ich würde sagen, die Dark Ages, die enden wirklich mit der Entstehung der
Anne Hutter: ersten Sterne, während diese Phase der Ionisierung ist.
Tim Pritlove: Eine neue Phase.
Anne Hutter: Ist im Prinzip eine neue Phase.
Tim Pritlove: Und wie lange braucht die dann, bis sozusagen alles durchionisiert ist?
Anne Hutter: Ungefähr na, Na, wahrscheinlich 800, 900 Millionen Jahre ungefähr.
Anne Hutter: Ja, momentan sehen wir das ungefähr, wenn das Universum eine Milliarde Jahre
Anne Hutter: alt ist, dass im Prinzip diese Reionisierung abgeschlossen ist,
Anne Hutter: dass das Gas zwischen den Galaxien im Prinzip alles ionisiert ist, der Wasserstoff.
Tim Pritlove: Das heißt, das ist jetzt auch der Normalzustand. Der ganze Wasserstoff,
Tim Pritlove: der da rumhängt, hat keine Elektronen mehr.
Anne Hutter: Ja.
Anne Hutter: Das ist heutzutage immer noch so.
Tim Pritlove: Aber nur deshalb kann jetzt Strahlung, die von Sternen kommt, beliebig weit reisen.
Anne Hutter: Ultraviolette Strahlung.
Tim Pritlove: Ultraviolette Strahlung.
Anne Hutter: Die andere Strahlung, die niederenergetisch ist, die können wir sehen.
Tim Pritlove: Also normales Licht kam schon immer durch?
Anne Hutter: Das sollte soweit eigentlich durchkommen.
Tim Pritlove: Warum sagt man dann, dass das Universum undurchsichtig war, wenn das Licht durchkommt?
Anne Hutter: Da wird eben sozusagen darauf zurückgegangen, dass es diese ultraviolette Strahlung
Anne Hutter: ist, die so absorbiert wird.
Anne Hutter: Das ist im Prinzip auch genau der Effekt, was man sich zunutze macht, um Galaxien,
Anne Hutter: also die ersten Galaxien überhaupt zu detektieren oder zu bestimmen,
Anne Hutter: zu welcher Zeit, wie alt ist diese Galaxie im Prinzip.
Anne Hutter: Und genau das ist dieser Effekt, dass man eben sagt,
Anne Hutter: okay, zu dem Zeitpunkt war noch der Wasserstoff vorhanden,
Anne Hutter: er kann sozusagen alle Strahlung energiereicher als eine bestimmte Wellenlänge
Anne Hutter: absorbieren und dann sieht man nichts und alles,
Anne Hutter: was energieärmer ist, sehen wir.
Anne Hutter: Das heißt, wenn man dann guckt, dann sieht man sozusagen in den Spektren,
Anne Hutter: wir nennen das ein Lime Break.
Anne Hutter: Dann sieht man diese Breaks. Und je nachdem, wo dieser Break ist,
Anne Hutter: können wir sozusagen feststellen, wie alt die Galaxie oder wann sie in der Geschichte
Anne Hutter: des Universums, wie wir sie jetzt gerade sehen.
Tim Pritlove: Aber nur noch zum Verständnis, weil es wird ja immer gesagt,
Tim Pritlove: das Universum sei undurchsichtig gewesen. Das stimmt in dem Sinne eigentlich gar nicht.
Tim Pritlove: Also das Licht, was wir sehen, das nicht ultraviolette Licht,
Tim Pritlove: das konnte schon immer weiterziehen oder ist es auch von irgendetwas aufgehalten worden?
Anne Hutter: Ich meine, die andere Komponente, die das etwas sozusagen runterdimmt,
Anne Hutter: ist, wenn man hat die erste Generation der Sterne, die sich formen.
Anne Hutter: Und dann sterben die massereichsten Sterne als erstes und die produzieren ja
Anne Hutter: dann tatsächlich auch die schweren Elemente, also hauptsächlich Sauerstoff,
Anne Hutter: Stickstoff, Kohlenstoff.
Anne Hutter: Und diese Elemente bilden dann auch in den Galaxien, was wir Staub nennen.
Anne Hutter: Und Staub kann auch sozusagen die andere Strahlung absorbieren.
Anne Hutter: Und im Prinzip, wenn man sich das vorstellt, man hat diese Sternansammlung und
Anne Hutter: die produziert jetzt Staub und dann bildet sich Staub um diese Sterne,
Anne Hutter: dann kommt selbst wenn die jetzt sozusagen nicht ultraviolette Strahlung aussenden,
Anne Hutter: kann diese Strahlung teilweise von diesem Staub absorbiert werden.
Anne Hutter: Und damit wird es noch weiter gedimmt.
Anne Hutter: Der andere Punkt, mit dem das vielleicht verwechselt werden kann,
Anne Hutter: ist, dass wenn die Sterne früh im Universum ihre Strahlung aussenden,
Anne Hutter: die kommt ja bei uns rot verschoben an.
Anne Hutter: Das heißt, wenn das Universum sich ausdehnt, wird die sozusagen immer energieärmer
Anne Hutter: und damit schiebt sie sich immer mehr ins Rote,
Anne Hutter: sodass was damals ultra oder sichtbar war, eben heutzutage eher im Infrarot
Anne Hutter: ist und da für uns nicht mehr wirklich sichtbar.
Tim Pritlove: Aber natürlich schon noch, also nicht für uns sichtbar, nicht für Menschen sichtbar,
Tim Pritlove: aber für unsere Instrumente natürlich sehr wohl sichtbar.
Tim Pritlove: Das ist ja genau das, was jetzt das James Webb Teleskop so schön macht.
Tim Pritlove: Okay, aber jetzt verstehe ich auch den Punkt.
Tim Pritlove: Also es gab im Prinzip zwei Unsichtbarkeiten, die zusammenkamen.
Tim Pritlove: Das eine ist die ultraviolette Strahlung, die noch von dem neutralen Wasserstoff
Tim Pritlove: absorbiert wurde. Die kam nicht durch.
Tim Pritlove: Es gibt ja auch noch andere Strahlenkategorien, noch höher energetische Strahlung
Tim Pritlove: wird vielleicht auch eine Rolle gespielt haben, aber das war sozusagen das,
Tim Pritlove: was vor allem vorgeherrscht hat.
Tim Pritlove: Das, was wir als Licht bezeichnen, also unter dem ultravioletten Spektrum,
Tim Pritlove: das wurde zwar von diesem neutralen Wasserstoff nicht aufgehalten, aber.
Tim Pritlove: Aber der ganze Prozess war ja mit Sternenbildung verbunden und am Anfang hat
Tim Pritlove: sich eben sehr viel zusammengeklammert.
Tim Pritlove: Und du sagst es ja schon, die Sterne, die massereichen Sterne,
Tim Pritlove: also umso größer sie sind, umso schneller sterben sie.
Tim Pritlove: Das ist ja im Prinzip die Regel bei Sternen. Das heißt,
Tim Pritlove: die ganze Zeit sind Sterne entstanden, sind dann auch verhältnismäßig,
Tim Pritlove: also alles natürlich jetzt im universellen Maßstab,
Tim Pritlove: relativ schnell wieder verpufft und haben in dem Moment durch die Fusion die
Tim Pritlove: neuen Elemente erzeugt, die ja sozusagen alles auch ausmachen,
Tim Pritlove: was heutzutage für uns zumindest relevant ist, weil ohne Sauerstoff,
Tim Pritlove: Stickstoff und so weiter wären wir irgendwie nicht so wirklich da.
Tim Pritlove: Sprich, da ist dann diese Elementefabrik dann angeworfen worden und dadurch
Tim Pritlove: wurde all diese ganze Wasserstoffsuppe noch um weitere Elemente bereichert,
Tim Pritlove: die dann wiederum das normale Licht auch aufgehoben haben.
Tim Pritlove: Und von daher war das alles noch eher dunkel. Also es ist nicht so,
Tim Pritlove: dass jetzt überall komplett das Licht aus war, aber es ist auch nicht so die
Tim Pritlove: sternenklare Nacht gewesen, wie wir das heute sozusagen wahrnehmen.
Anne Hutter: Ja, man kann da jetzt noch unterscheiden. Man kann sich vorstellen,
Anne Hutter: wenn man ganz sozusagen kleine Galaxien, und mit klein meine ich eben nicht
Anne Hutter: viel Masse, die noch nicht viele Sterne gebildet haben, dann kann man sich vorstellen,
Anne Hutter: die haben noch nicht viel Staub.
Anne Hutter: Weil da haben noch nicht viele Sterne sozusagen gelebt und sind gestorben.
Anne Hutter: Während wenn man sich massereichere Galaxien anschaut,
Anne Hutter: dann sind da ja viel mehr Generationen von Sternen schon entstanden und dann
Anne Hutter: auch sozusagen gestorben oder als Supernovae explodiert im Prinzip. Ja.
Anne Hutter: Und damit hängt dann auch, wie viel von der Strahlung, die von den Sternen abgegeben
Anne Hutter: wird, von diesem Staub absorbiert wird, eben von der Staubmasse ab und auch
Anne Hutter: wie viel Staub schon produziert wurde.
Anne Hutter: Und das ist wahrscheinlich für massereichere Galaxien ein bisschen höher als für masseärmere.
Tim Pritlove: Jetzt haben wir, wenn ich es richtig sehe, jetzt eigentlich die wilde Phase
Tim Pritlove: jetzt einmal so besprochen.
Tim Pritlove: Urknall, alles irgendwie ein dickes Plasma,
Tim Pritlove: dann kombiniert sich das Material zusammen zu Wasserstoff,
Tim Pritlove: dann entstehen die Sterne, durch die Sterne wird der gerade schon erst entstandene
Tim Pritlove: Wasserstoff seiner Elektronen wieder,
Tim Pritlove: beraubt, sozusagen.
Tim Pritlove: Dadurch kann Strahlung in jeder Hinsicht überall rum und Und es bilden sich
Tim Pritlove: halt Sterne, es bilden sich auch automatisch Galaxien von Sternen,
Tim Pritlove: weil kein Stern so für sich alleine bleibt.
Tim Pritlove: Und wir blicken jetzt sozusagen auf die erste Milliarde Jahre Zeit des Universums.
Tim Pritlove: Und ab da kann man sagen, geht es in Anführungsstrichen normal weiter.
Tim Pritlove: Ist das so oder gibt es da jetzt noch eine Phase, die nochmal irgendwie anders
Tim Pritlove: ist als das, was wir heute sehen?
Anne Hutter: Es unterscheidet sich zu dem Zeitpunkt schon sehr stark, wie es dann weitergegangen ist.
Anne Hutter: Ich würde nicht sagen, dass es eine Milliarde nach dem Urknall schon so aussah
Anne Hutter: wie heute. Wir sind dann immer noch in der Phase, in der in den meisten Galaxien
Anne Hutter: viel Sternentstehung passiert.
Anne Hutter: Und das geht auch eine ganze Weile weiter.
Anne Hutter: Und erst später kommt die Phase, man kann sich das so vorstellen,
Anne Hutter: man hat die Galaxie und die wachsen ja, indem sie sozusagen das Gas immer weiter
Anne Hutter: ansammeln, was im intergalaktischen Medium ist.
Anne Hutter: Wenn man sich das so vorstellt, ja im Prinzip wird der Kontrast immer höher.
Anne Hutter: Also die Galaxien kriegen immer mehr Gas und da, wo vorher kein Gas oder wenig
Anne Hutter: Gas wird, dann ist da noch weniger Gas.
Tim Pritlove: Also diese Filamente bilden sich noch stärker heraus.
Anne Hutter: Genau, genau. Der Kontrast dieser Filamente wird noch stärker.
Anne Hutter: Und jetzt kann man sich natürlich vorstellen, je mehr Gas man hat,
Anne Hutter: desto mehr Gas gibt es auch im Stern entstehen zu lassen. Das heißt,
Anne Hutter: diese Phase der Sternentstehung geht noch eine Weile weiter.
Anne Hutter: Und dann gibt es aber den Punkt im Universum, wo wir sehen, dass die allgemeine
Anne Hutter: Sternentstehungsrate,
Anne Hutter: also wenn wir uns alle Galaxien zu einem Zeitpunkt anschauen und uns überlegen,
Anne Hutter: wie viele Sterne haben die gebildet, dann sehen wir, das steigt an bis zu einem
Anne Hutter: bestimmten Zeitpunkt und dann sinkt es ab.
Anne Hutter: Und das liegt wahrscheinlich daran,
Anne Hutter: dass im Prinzip nicht mehr so viel Gas akkreditiert oder angesammelt wird.
Anne Hutter: Und dann fangen an die Galaxien, ich will nicht sagen sterben,
Anne Hutter: aber sie haben natürlich kein Gas, sie können nicht mehr viel mehr Sterne finden.
Tim Pritlove: Schreibstoff ist alles.
Anne Hutter: Genau. Okay. Und dann ändern sich eben auch wie die Galaxien aussehen.
Tim Pritlove: Wenn man jetzt so eine Kurve zeichnen würde, wie viele Sterne entstehen zu einem bestimmten Zeitpunkt.
Tim Pritlove: Wie lange geht das dann sozusagen, bis der erste wirklich nennenswerte Knick kommt?
Tim Pritlove: Also wann wurde das Gas alle? Knapp.
Anne Hutter: Jetzt bin ich der klassische Astronom und weiß das natürlich nur in Rotverschiebung.
Tim Pritlove: Ja, das ist dann ein Z-Wert.
Anne Hutter: Nehme ich mal an. Genau.
Tim Pritlove: Und welcher ist das?
Anne Hutter: Na, bei Rotverschiebung zwei. Bis dahin steigt es sozusagen an und dann fängt es an abzusinken.
Tim Pritlove: Also Z, muss man vielleicht mal erklären, Rotverschiebung, das ist so ein Faktor,
Tim Pritlove: den man nimmt, um das schnell mal zu klassifizieren.
Tim Pritlove: Umso höher dieser Wert, umso älter ist das Licht.
Anne Hutter: Genau.
Tim Pritlove: Und wenn man so ganz am Anfang schaut, dann ist man so bei 14 oder sowas.
Anne Hutter: Also, Rionisierung endete bei Rotverschiebung 6. Ja. heute sind wir bei Rotverschiebung 0,
Anne Hutter: und angefangen hat Reionisierung um Rotverschiebung wahrscheinlich 20.
Tim Pritlove: Ah, okay. Okay, das ist doch mal ein brauchbarer Maßstab.
Tim Pritlove: Weil so in Milliarden Jahre zu reden ist auch irgendwie, weiß ich nicht, schwer handhabbar.
Tim Pritlove: Was ist der Unterschied zwischen 5 Milliarden Jahre und 10 Milliarden Jahre?
Tim Pritlove: Das kann man sich irgendwie nicht mehr so richtig vorstellen.
Anne Hutter: Nee, nee, in der Tat nicht. Ich finde es auch immer sehr amüsant,
Anne Hutter: wenn Astronomen sagen, das passiert ganz schnell, dann sagen sie,
Anne Hutter: das ist eine Million Jahre, das ist nichts.
Tim Pritlove: Ja, das stimmt.
Tim Pritlove: Jetzt noch mal die Zahlen. Also bei 20 ging es los, dann bei 6 war was?
Anne Hutter: Die Regenisierung zu Ende. Und bei 20 hat im Prinzip diese Sternentstehungsrate
Anne Hutter: angefangen zu steigen und sie steigt ungefähr bis Rotverschiebung 2.
Tim Pritlove: Okay, also das hielt lange an sozusagen.
Anne Hutter: Das hielt ziemlich lange an. Ja, man muss jetzt aufpassen, Rotverschiebung 1
Anne Hutter: war vor 6 Milliarden Jahren, glaube ich, ungefähr.
Tim Pritlove: Also es ist jetzt keine lineare Geschichte oder so?
Anne Hutter: Nee.
Tim Pritlove: Okay.
Anne Hutter: Nee.
Tim Pritlove: Okay. Aber dann hat sich dann alles sozusagen auf den Level eingestellt.
Tim Pritlove: Also wir sind jetzt in einer Phase, wo das Universum, sagen wir mal,
Tim Pritlove: dieses maximale Wachstum im Sinne von wie viele Sterne entstehen,
Tim Pritlove: wie viele Galaxien entstehen, da sind wir sozusagen über den Peak.
Tim Pritlove: Natürlich entstehen immer noch neue Sterne und vielleicht auch neue Galaxien,
Tim Pritlove: aber halt nicht mehr in diesem Maße, wie man es sicher beobachten kann,
Tim Pritlove: wenn man eben in die Zeit guckt, also sprich ins Universum schaut und sich andere
Tim Pritlove: Lichtbereiche anschaut und damit mehr in die Vergangenheit schaut,
Tim Pritlove: eben weil das Universum sich ausdehnt und durch diesen Doppler-Effekt halt alle
Tim Pritlove: Frequenzen in die Länge gezogen werden und damit halt sozusagen ins Rot verschoben werden.
Tim Pritlove: Okay, dann haben wir doch im Prinzip einmal die Geschichte des Universums schon
Tim Pritlove: mal ganz gut beobachtet.
Tim Pritlove: Was ist jetzt in deinem Forschungsfokus?
Tim Pritlove: Was schaust du dir jetzt genau an und wie gehst du damit um?
Anne Hutter: Momentan fokussiere ich mich auf die Galaxien, die ungefähr 200 bis 600 Millionen
Anne Hutter: Jahre nach dem Urknall entstanden sind oder existiert haben.
Anne Hutter: Und die Frage da ist, was das James-Webb-Space-Teleskop misst,
Anne Hutter: können wir momentan mit unseren Modellen, bisherigen Modellen, nicht gut beschreiben.
Anne Hutter: Und was das James Webb Space Telescope uns sagt oder die Daten zeigen,
Anne Hutter: wir haben ja vorhin schon von der ultravioletten Strahlung geredet und es gibt
Anne Hutter: ja auch den Teil, den wir noch sehen, also der nicht noch energiereich genug
Anne Hutter: ist, dass er vom Wasserstoff absorbiert wird.
Anne Hutter: Und wenn man den Teil des Spektrums, den man von Galaxien misst,
Anne Hutter: dann kann man ja messen, wie hell ist der.
Anne Hutter: Und im Prinzip, was wir sehen, wenn wir 200 bis 400 Millionen Jahre nach dem
Anne Hutter: Urknall die Galaxien uns da anschauen, die sind heller in diesem Bereich,
Anne Hutter: in dem ultravioletten Bereich, als wir dachten oder unsere Modelle es uns vorausgesagt haben.
Anne Hutter: Sie sind entweder heller oder, um es genauer zu sagen, eigentlich sehen wir
Anne Hutter: zu viele von diesen hellen Galaxien. Damit haben wir nicht gerechnet.
Anne Hutter: Jetzt gibt es verschiedene Ansätze im Prinzip, wie man das versucht zu erklären.
Anne Hutter: Und ich arbeite eben daran, wie man das erklären könnte oder was mit unseren
Anne Hutter: momentanen Modellen, wenn ich so sagen will, schief läuft.
Tim Pritlove: Erklär uns doch mal, wie so ein Modell entsteht.
Tim Pritlove: Also Modell heißt ja, es gibt Annahmen und man rührt jetzt diese Annahmen zusammen
Tim Pritlove: mit den Daten, die man hatte. Also sagen wir mal, James Webb war noch nicht gestartet.
Tim Pritlove: Sprich, was man so hatte, waren halt das, was all die anderen Missionen,
Tim Pritlove: die sich bisher den Infrarotbereich angeschaut haben.
Tim Pritlove: Und ich weiß jetzt nicht ganz genau, wie weit die dann alle schauen konnten,
Tim Pritlove: aber die Zs waren noch nicht so groß.
Anne Hutter: Ne, Hubble Space Telescope würde ich sagen, ja, bis Rotverschiebung 8 und James
Anne Hutter: Webb Space Telescope hat das jetzt, wir haben jetzt tatsächlich bei Rotverschiebung
Anne Hutter: 14 jetzt auch die Galaxien, also die Spektren von denen schon messen können.
Anne Hutter: Das heißt, wir haben in diesem Rotverschiebungsbereich schon noch ein ganzes
Anne Hutter: Stück sozusagen weiter in die Vergangenheit, die wir gucken.
Tim Pritlove: Und wenn ich das richtig verstehe, ist es so, also nicht nur,
Tim Pritlove: dass James Webb jetzt quasi noch langwelligeres Licht zu messen in der Lage
Tim Pritlove: ist, dadurch, dass das Ding halt so,
Tim Pritlove: super runtergekühlt ist und einfach wie es eben gebaut ist,
Tim Pritlove: sondern man kriegt jetzt nicht nur irgendeinen Helligkeitswert,
Tim Pritlove: sondern man kann sozusagen eben auch so eine spektrale Analyse vornehmen und
Tim Pritlove: sieht von daher viel tiefer in die Galaxien rein,
Tim Pritlove: als das andere Instrumente bisher getan haben.
Anne Hutter: Ja, das Spannende mit Spektren ist, man kann viel mehr, wenn man das Spektrum
Anne Hutter: von Galaxien aufzeichnet, also die Lichtintensitätverteilung.
Tim Pritlove: Über verschiedenste Frequenzen. Genau.
Anne Hutter: Dann kann man auch lernen, was für Elemente sind in der Galaxie.
Anne Hutter: Also sieht man, man kann darüber lernen, wie viele Sterne momentan entstehen
Anne Hutter: und eventuell auch, wenn zum Beispiel die Galaxie momentan keine Sterne produziert,
Anne Hutter: wie lang war das vielleicht ungefähr her?
Anne Hutter: Also die beherbergen jede Menge an Informationen.
Anne Hutter: Und ich glaube momentan auch so viele Informationen, die wir nicht unbedingt alle schon verstehen.
Tim Pritlove: Aber ist das jetzt wirklich das erste Mal, dass Daten in dieser Form sind?
Tim Pritlove: Oder hatte man das bisher nur von anderen Bereichen?
Anne Hutter: Man hatte Spektren schon auch von anderen Galaxien, allerdings nicht bei diesen
Anne Hutter: hohen Rotverschiebungen, also bei viel niedrigeren Rotverschiebungen eben näher bei uns dran.
Tim Pritlove: Also wir konnten sozusagen nicht so tief ins Universum mit der entsprechenden
Tim Pritlove: Analyse-Tiefe reinschauen.
Tim Pritlove: Ohne jetzt sozusagen die Daten von James Webb zu haben, woraus hat sich dann
Tim Pritlove: das bisherige Modell informiert?
Tim Pritlove: Also wie baut man das jetzt zusammen? Ist das irgendwie…,
Tim Pritlove: Das sind einfach Annahmen, Hypothesen. Kannst du uns mal so ein bisschen mitnehmen,
Tim Pritlove: wie jetzt überhaupt so ein Modell entsteht? Weil ich meine, das ist ja letztlich
Tim Pritlove: ein Werk der theoretischen Physik. Dafür ist sie ja da.
Tim Pritlove: Es geht ja darum, sich sozusagen das auszudenken, was man nicht messen kann.
Tim Pritlove: Und da irgendeine Annahme zu machen und auch eine Vorhersage zu machen.
Tim Pritlove: Und wenn ich das richtig mitbekommen habe, gab es ja viele Vorhersagen und jetzt
Tim Pritlove: ist halt James Webb da und schaltet den Apparat ein und sagt so, ja nee, ist nicht so.
Tim Pritlove: Ist ja auch irgendwie ein bisschen frustrierend, oder?
Anne Hutter: Oder spannend.
Tim Pritlove: Oder spannend. Okay, aber wie geht man da ran?
Tim Pritlove: Also was muss konkret getan werden, dass so ein Modell überhaupt erstmal da
Tim Pritlove: ist? Wie funktioniert das?
Anne Hutter: Ja, man macht sehr vereinfachte Annahmen. Zum Beispiel, wenn man sich jetzt
Anne Hutter: eine Galaxie anschaut, dann überlegt man, okay, wie ist eine Galaxie wahrscheinlich entstanden?
Anne Hutter: Ich habe wahrscheinlich irgendwie Gas.
Anne Hutter: Jetzt kann ich mir überlegen, ja okay, das Gas muss wahrscheinlich eine bestimmte
Anne Hutter: Temperatur haben, damit es zu einem Klumpen weit genug kollabieren kann,
Anne Hutter: damit Sterne entstehen.
Anne Hutter: Das heißt, ich sollte eben schauen, okay, wenn ich Gas habe,
Anne Hutter: was kann das Gas kühlen, welche Prozesse?
Anne Hutter: Dann kann ich diese Prozesse sozusagen beschreiben.
Tim Pritlove: Was können das für Prozesse sein?
Anne Hutter: Das sind hauptsächlich, was wir, der Fachbegriff ist Radiative Cooling, also im Prinzip.
Tim Pritlove: Durch Abstrahlung.
Anne Hutter: Genau, durch Abstrahlung kühlt sich das Gas runter.
Anne Hutter: Das ist den ersten Prozess, den man sich anschauen kann. Damit kann man dann
Anne Hutter: zum Beispiel berechnen, wie viel Gas es in der Galaxie überhaupt fähig, Sterne zu formen.
Anne Hutter: Und dann nimmt man an, okay, das Gas formt jetzt Sterne.
Anne Hutter: Dann nimmt man an, muss man sich fragen, was für Sterne formen sich?
Anne Hutter: Also sind das ja massereiche Sterne oder Sterne mit niedrigeren Massen?
Anne Hutter: Und wie wir vorhin schon gesagt haben, das ist dann unterschiedlich,
Anne Hutter: was deren Strahlung dann ist, also wie viel ultraviolette Strahlung sie haben.
Anne Hutter: Und was man dann die meisten Modelle heutzutage annehmen, man nimmt die Sternenmasseverteilung
Anne Hutter: an, die wir lokal in unserer Milchstraße gemessen haben.
Tim Pritlove: Weil von irgendwas muss man ja ausgehen.
Anne Hutter: Ja, das ist im Prinzip, wir wissen es nicht besser. Das heißt,
Anne Hutter: wir nehmen das jetzt einfach an.
Anne Hutter: Und dann hat man ja im Prinzip schon, man sagt, okay, so viele Sterne entstehen.
Anne Hutter: Das ist das Licht, das sie produzieren.
Anne Hutter: Dann kann ich jetzt noch ausrechnen, wenn ich sozusagen dieses intergalaktische
Anne Hutter: Gas dazwischen habe, wie viel von dieser Strahlung absorbiert wird und ab welchem
Anne Hutter: Punkt es vielleicht noch durchkommt teilweise.
Anne Hutter: Das kann ich noch draufsetzen oder auch den Staub kann dann sagen, okay.
Anne Hutter: Durch die Sternentstehung weiß ich ja, wie viele Sterne entstehen.
Anne Hutter: Ich weiß auch, dass die massereichsten Sterne als sogenannte Supernovae explodieren.
Anne Hutter: Und damit auch die Elemente, die in dem Stern dann geformt wurden,
Anne Hutter: die schweren Elemente, die werden dann in der Galaxie sozusagen verteilt.
Anne Hutter: Die den Staub bilden und dann auch diese Strahlungshäuser absorbieren.
Anne Hutter: Das kann ich im Prinzip beschreiben mit dem Modell.
Anne Hutter: Und ich kann auch weiter beschreiben, wenn diese massereichen Sterne explodieren,
Anne Hutter: dann haben wir ungefähre Abschätzungen
Anne Hutter: und Berechnungen, wie viel Energie dabei zum Beispiel frei wird.
Anne Hutter: Und das ist eigentlich auch sehr spannend, weil diese Energie,
Anne Hutter: man kann sich jetzt vorstellen, wo bleibt die?
Anne Hutter: Die muss ja irgendwas machen. Wenn ich so einen massereichen Stern habe,
Anne Hutter: der in so einem Gashaufen explodiert, dann werde ich wahrscheinlich so eine
Anne Hutter: Schockwelle haben, die im Prinzip dieses Gas erstmal wegschiebt.
Anne Hutter: Und wahrscheinlich auch dieses Gas erstmal nochmal erhitzen.
Anne Hutter: Und beides kann man sich vorstellen, A wird das Gas dann wahrscheinlich weniger
Anne Hutter: dicht und es wird wärmer.
Anne Hutter: Und das sind beides Komponenten, die nicht sonderlich zuträglich sind für Sternentstehung.
Anne Hutter: Also das heißt, wenn sowas dann passiert, dann formen sich wahrscheinlich in
Anne Hutter: der nächsten Zeit erstmal nicht so viele Sterne.
Anne Hutter: Und diese Mechanismen, die kann man sozusagen modellieren oder auch beschreiben.
Tim Pritlove: Also Hollywood hat mir ja gelernt, dass die richtig tollen Wissenschaftler machen
Tim Pritlove: das mal so eben am Nachmittag auf der Tafel.
Tim Pritlove: Ich habe so die Vermutung, das ist nicht ganz realistisch. Was bedeutet das jetzt konkret?
Tim Pritlove: Also wie viele Datenpunkte, also wir reden ja jetzt von Software,
Tim Pritlove: wir reden von Computerprogrammen und von Daten, die hier gewälzt werden und wenn ich jetzt einen,
Tim Pritlove: Also eine Galaxie, also ich meine, wenn wir jetzt mal davon ausgehen,
Tim Pritlove: unsere Galaxie hat, was weiß ich, 100, 200 Millionen Sterne.
Tim Pritlove: Ist glaube ich so die aktuelle Annahme, so in der Größenordnung.
Tim Pritlove: Und so ein Stern besteht ja aus unfassbar viel Materie, was von noch sehr viel
Tim Pritlove: mehr Gas und Staub und so weiter umgeben ist.
Tim Pritlove: Das sind ja Aber-Penteliaden, riesige Mengen an Atomen.
Tim Pritlove: Kann man da jetzt irgendeine Zahl ausdenken und die ist dann immer noch zu klein.
Tim Pritlove: Die kann ich ja nicht alle einzeln, ich kann ja nicht jedes Atom einzeln in
Tim Pritlove: meinem Programm von links nach rechts schieben und mit irgendwelchen Energiewerten
Tim Pritlove: belegen. Also wie quantisiert man so ein Modell?
Tim Pritlove: Also wann ist so ein Modell ausreichend detailliert? Was ist da so der Faktor?
Tim Pritlove: Also wie groß muss das sein, damit es irgendein brauchbares Ergebnis gibt?
Anne Hutter: Das ist ehrlich gesagt sehr, sehr unterschiedlich.
Tim Pritlove: Ja.
Anne Hutter: Man hat ganz verschiedene Modelle. Es gibt zum einen die ganz simplen Modelle,
Anne Hutter: wo man im Prinzip sagt, okay, ich habe nur eine Größe, das ist wie viel Gas die Galaxie hat.
Anne Hutter: Ich habe noch eine Größe, wie viel Masse ist in den Sternen.
Anne Hutter: Und ich habe noch eine Größe, wie viel dunkle Materie ist auch noch in der Galaxie.
Anne Hutter: Und dann weiß ich meine Sternmasse, ich weiß mein Gas und dann sage ich, okay,
Anne Hutter: der Anteil oder der Bruchteil von dem Gas formt Sterne dann weiß ich,
Anne Hutter: wie viele Sterne sich gerade formen und dann nehme ich an, ich habe diese Massenverteilung
Anne Hutter: und damit kann ich direkt dann schon ein Spektrum,
Anne Hutter: vorhersagen,
Anne Hutter: Und ich kann auch sagen, okay, diese Sterne werden wahrscheinlich so viel Energie
Anne Hutter: in das Gas reinbringen, dann kann ich fragen, okay, welcher Anteil von dieser
Anne Hutter: Gasmasse, die ich hier habe, wird wahrscheinlich dann irgendwie nicht mehr kühl sein.
Anne Hutter: Wird dann sozusagen nicht mehr da sein für Sternentstehung.
Tim Pritlove: Aber sind das jetzt einfach nur so isoliert Zahlenwerte, die so ein bisschen
Tim Pritlove: ineinander gegeneinander gerechnet werden oder reden wir wirklich von einer
Tim Pritlove: räumlichen Modellierung?
Anne Hutter: Das ist noch keine räumliche Modellierung. Das sind wirklich abstrakte Zahlen.
Tim Pritlove: Pi mal Daumen.
Anne Hutter: Genau, Pi mal Daumen. Der Vorteil von diesen Pi mal Daumen Berechnungen ist
Anne Hutter: eben, dass wir das für ganz viele Galaxien machen können und damit uns anschauen
Anne Hutter: können, wie die verteilt sind.
Anne Hutter: Also habe ich da in der einen Stelle eine leuchtstärkere Galaxie,
Anne Hutter: in der anderen eine weniger leuchtstärkere.
Anne Hutter: Wie ist das verteilt? Und man kann sich auch vorstellen, das hat dann auch wieder
Anne Hutter: einen Einfluss, wie diese Reionisierung vonstattengegangen ist.
Anne Hutter: Also im Prinzip wie diese ionisierten Regionen um diese Galaxien sich ausgebreitet haben.
Anne Hutter: Und in der Hinsicht sind die eben ziemlich gut, weil sie eben schnell sind. und nicht, ja.
Tim Pritlove: Und das ist dann im eigentlichen Sinne auch intergalaktisch,
Tim Pritlove: also man kann sozusagen auch Beziehungen zwischen einzelnen,
Tim Pritlove: also Galaxien beeinflussen, andere Galaxien. Ja.
Tim Pritlove: Think big. Aber dann ist man halt nicht so detailliert sozusagen.
Tim Pritlove: Man modelliert nicht jetzt wirklich so das räumliche, tatsächliche Spiel,
Tim Pritlove: was in der Galaxie abliefert, sondern es geht darum, mehr oder weniger so in
Tim Pritlove: Clustern zu denken, also riesigen Galaxienhaufen.
Anne Hutter: Ja, also das sind wirklich große Skalen.
Anne Hutter: Ja, und die andere Komponente, die es eben gibt, das nennen wir eine klassische
Anne Hutter: hydrodynamische Simulation oder in der Phase der Reionisierung sind es auch,
Anne Hutter: strahlungshydrodynamische Simulationen. Und was wir da machen,
Anne Hutter: oftmals, wir teilen entweder unser Volumen in kleine Zellen ein,
Anne Hutter: und dann wird quasi in jeder Zelle hat man Gas, eventuell Sterne,
Anne Hutter: und dann schaut man, wie unter den Gesetzen der Physik, also Gravitation,
Anne Hutter: Hydrodynamik, würde sich das Gas dann da bewegen und man kann natürlich dann
Anne Hutter: auch berechnen, wie stark wird das Gas gekühlt oder erhitzt und so weiter und so fort.
Anne Hutter: Und damit kann man auch wirklich dann einzelne Galaxien wirklich genauer sich anschauen.
Tim Pritlove: Wie viele Zellen muss man dann aufmachen, um dann ein sinnvolles Ergebnis bei rauszubekommen?
Anne Hutter: Ja, das ist eben noch eines der großen Probleme.
Anne Hutter: Weil im Prinzip idealerweise würden wir gerne Zellen so klein haben,
Anne Hutter: dass wir die Sterne eigentlich schon auflösen können. Ist aber nicht möglich.
Tim Pritlove: Also umso mehr, umso besser, aber da ist ja dann irgendwann eine Grenze,
Tim Pritlove: wenn man jetzt 100 Millionen Sterne haben will, dann braucht man ja auch den
Tim Pritlove: Speicher dafür und die Processing-Power.
Anne Hutter: Genau, und was wir im Prinzip dann machen müssen, ist sagen...
Anne Hutter: Wir suchen jetzt aus, wie groß unsere Auflösung ist, aber wir müssen im Prinzip,
Anne Hutter: was wir dann machen müssen, die Prozesse, die dann innerhalb dieser Zelle ablaufen,
Anne Hutter: müssen wir sozusagen, was wir ja Subgrid Models nennen.
Anne Hutter: Also sozusagen repräsentativ beschreiben, okay, ich hätte jetzt eigentlich da
Anne Hutter: so viele Sterne, aber mich interessiert im Prinzip nur die gesamte Auswirkung
Anne Hutter: zum Beispiel dieser Sterne jetzt auf,
Anne Hutter: wie hoch ist jetzt die Temperatur des Gases oder wie dicht ist jetzt das Gas.
Anne Hutter: Aber ich kann in dieser Zelle nicht genau auflösen, hier ist es dichter,
Anne Hutter: da ist es weniger dicht und so weiter.
Anne Hutter: Das ist eben eine der großen Herausforderungen, was man mittlerweile eben auch
Anne Hutter: probiert und sagt, wir machen eben verschiedene Simulationen,
Anne Hutter: machen eben Simulationen, wo die Zellen im Prinzip ganz klein sind.
Anne Hutter: Wir können das alles auflösen und dann schauen wir uns an, okay,
Anne Hutter: wenn wir zum Beispiel die Sternenpopulation
Anne Hutter: haben, dann beeinflusst das das Gas in der Art und Weise.
Anne Hutter: Dann können wir das, was wir nennen, parametrisieren, also beschreiben,
Anne Hutter: wie wenn ich die Konditionen habe,
Anne Hutter: dann kommt das raus und das kann ich die Resultate in eine Simulation einbauen,
Anne Hutter: wo sozusagen meine Zelle größer ist.
Anne Hutter: Und damit habe ich im Prinzip so ein bisschen imitiert, was eigentlich passieren
Anne Hutter: würde auf kleineren Skalen.
Tim Pritlove: Das heißt, man hat keine uniforme Zellenaufteilung, sondern Bereiche,
Tim Pritlove: wo mehr passiert oder wo die Interaktion komplexer ist, die werden höher aufgelöst
Tim Pritlove: und andere Bereiche, wo weniger passiert, werden gröber aufgelöst.
Tim Pritlove: Ist, nur um jetzt mal so ein Gefühl dafür zu bekommen, angenommen,
Tim Pritlove: ich würde jetzt also unsere Milchstraße mal so jetzt modellieren,
Tim Pritlove: also sozusagen in der Größenordnung gedacht.
Anne Hutter: Ja.
Tim Pritlove: Auf wie viele Zellen würden wir dann kommen? Also was wäre machbar mit einem
Tim Pritlove: heutigen Computersystem, mit der Technik, die euch hier auch zur Verfügung steht,
Tim Pritlove: der Processing Power, die ihr nutzen könnt?
Tim Pritlove: Ist das jetzt eine sehr kleine Zahl oder eine sehr große Das sind ja auch alles
Tim Pritlove: Werte, die man einstellen muss am Ende, wo ja auch Entscheidungen gefällt werden müssen.
Tim Pritlove: Wie genau lasse ich jetzt dieses Modell rechnen?
Anne Hutter: Ja, ganz genau weiß ich es nicht. Ich nehme an, für eine einzelne Galaxie kann
Anne Hutter: man das noch relativ gut, also genaue Zahlen weiß ich leider nicht.
Tim Pritlove: Da reden wir von 10 Zellen, 100.000, 10.000, 100.000, eine Million,
Tim Pritlove: 10 Millionen, wie viel sind das?
Anne Hutter: Das sind schon mindestens um die Ordnung 10 hoch 9, also eine Milliarde. Ja, Milliarde.
Tim Pritlove: Okay, nur um eine Vorstellung zu bekommen. Also man baut sozusagen sich ein
Tim Pritlove: Softwaremodell, was aus einer Milliarde Orten besteht, die dann bestimmte Räume
Tim Pritlove: repräsentieren, die parametrisiert sind.
Tim Pritlove: Hier ist so und so viel Gas, hier ist so und so viel von dem Element,
Tim Pritlove: von dem Element, von dem Element.
Tim Pritlove: Die Temperatur davon ist und so weiter. und dann lässt man das irgendwie alles
Tim Pritlove: laufen und rechnet das sozusagen über einen längeren Zeitraum durch und schaut, was passiert.
Anne Hutter: Genau, genau.
Tim Pritlove: Und dann glühen die Rechner und man hat dann erstmal drei Wochen nichts zu tun
Tim Pritlove: und wartet nur auf das Modellergebnis.
Tim Pritlove: Oder ist das etwas, was die ganze Zeit immer läuft?
Tim Pritlove: Also habt ihr diese Modelle permanent im Betrieb und die verfeinern sich die ganze Zeit?
Tim Pritlove: Oder ist das etwas, was man mal so am Wochenende laufen lässt und dann guckt
Tim Pritlove: man sich montags das wieder an?
Anne Hutter: Also typischerweise würde ich sagen, gibt es sozusagen die Entwicklungsphase,
Anne Hutter: wo man den Code, um die Simulation laufen zu lassen, eigentlich erstmal entwickelt.
Anne Hutter: Das heißt, und auch zu testen, ob der eigentlich das macht, was man will,
Anne Hutter: lässt man meistens kleinere, also weniger stark aufgelöste Simulationen laufen
Anne Hutter: und testet, dann kommt jetzt ungefähr das raus.
Anne Hutter: Die kann man meistens irgendwie auf einem lokalen Cluster laufen,
Anne Hutter: vielleicht auch wenn man es klein genug macht, auf einem eigenen Computer laufen lassen.
Anne Hutter: Und wenn man dann an einem Punkt angekommen ist, wo man seinem Modell vertraut
Anne Hutter: und sagt, okay, der Code ist jetzt gut genug und er scheint auch was zu reproduzieren,
Anne Hutter: was Sinn macht, dann geht man sozusagen in die Produktionsphase.
Anne Hutter: Also dann kann man auch größere, also besser aufgelöste Boxen simulieren.
Anne Hutter: Und das ist aber für diese Art Simulation, also vor allem für die hydrodynamischen
Anne Hutter: Simulationen, wo wir auch die Strahlung mit reinnehmen, explizit, werden die sehr teuer.
Anne Hutter: Also das ist schon in der Größenordnung mehrere Millionen CPU-Stunden.
Anne Hutter: Das heißt, da muss man schon in die Computing Cluster oder High Performance
Anne Hutter: Computing Systems gehen Das.
Tim Pritlove: Muss man dann beantragen oder habt ihr so ein Kontingent?
Anne Hutter: Das ist unterschiedlich je nachdem wo man ist Also wenn das Institut natürlich
Anne Hutter: schon irgendwie genügend Computing Power hat und man das zur Verfügung hat, kann man das nutzen,
Anne Hutter: Ansonsten muss man die beantragen die Rechenzeit Rechenzeit,
Anne Hutter: das geht dann ganz klassisch, so ähnlich wie bei Teleskopen.
Tim Pritlove: Und gibt es hier genug Power im Keller?
Anne Hutter: Wir haben Zugang zu einem Supercomputer in Finnland, über die Uni hier.
Anne Hutter: Aber wenn es wirklich größer wird, müssen wir auch beantragen, Rechenzeit. Okay.
Tim Pritlove: Das heißt, man baut sich jetzt, nehmen wir mal an, okay, Software ist jetzt
Tim Pritlove: lokal getestet, sieht alles total super aus, wobei es ja schwierig ist,
Tim Pritlove: jetzt so ein Modell auch zu bewerten, weil letzten Endes versuchen diese Modelle ja sozusagen.
Tim Pritlove: Irgendein Szenario zu beschreiben, was man ja so gar nicht überprüfen kann,
Tim Pritlove: weil es ist ja ein Modell.
Tim Pritlove: Also es ist ja sozusagen überhaupt erstmal eine Voraussage. Das ist ja der Versuch
Tim Pritlove: einer Vorhersage für, also meiner Auffassung nach müsse das so aussehen.
Tim Pritlove: Und meiner Meinung nach bedeutet das, dass sich in diesem Zeitraum Galaxien
Tim Pritlove: dieser Größenordnung, in dieser Form, in dieser Geschwindigkeit entwickeln müssten.
Tim Pritlove: Das ist ja sozusagen das, was man versucht aus diesem Modell herauszulesen.
Tim Pritlove: So eine Beschreibung dessen, was man, immer noch James Webb ist nicht da,
Tim Pritlove: man macht halt Annahmen auf Basis dessen,
Tim Pritlove: was man bisher gesehen hat und wofür es Daten gibt und wie viele Ideen kommen da noch mit dazu?
Tim Pritlove: Also ist das alles datenbasiert oder sitzt man dann da auch so und sagt sich so,
Tim Pritlove: okay, jetzt habe ich hier noch so eine super Theorie, was die Welt im Innersten
Tim Pritlove: zusammenhält und das baue ich
Tim Pritlove: jetzt einfach mal an das Modell ein und dann gucke ich später, was ist.
Tim Pritlove: Oder verlässt man sich einfach nur auf das, was bisher gesehen wurde?
Anne Hutter: Ja, also Modelle werden normalerweise, was wir nennen, kalibriert.
Anne Hutter: Das heißt, es gibt bestimmte, in den meisten Modellen bestimmte Parameter,
Anne Hutter: zum Beispiel wie effektiv Sternentstehung ist, also welcher Anteil des Gas formt Sterne.
Anne Hutter: Und bei diesen Kalibrierungen kann das Modell ja voraussagen,
Anne Hutter: zum Beispiel wie viel ultraviolette Strahlung wir sehen würden oder was gemessen wurde.
Anne Hutter: Und das heißt, man versucht das Modell auch dahin zu kalibrieren,
Anne Hutter: dass es das erstmal produziert.
Anne Hutter: Das heißt, bestimmte Beobachtungsdaten benutzen wir sozusagen als Kalibrierungsdatenset.
Tim Pritlove: Aber so eine Hutter-Konstante oder so hast du noch nicht eingebaut?
Anne Hutter: Nein.
Tim Pritlove: Könnte ja sein, dass man da irgendwie auf solche Ideen kommt.
Tim Pritlove: Okay, was haben denn diese Modelle, die es bisher gab,
Tim Pritlove: über diese Zeit des Universums gesagt und wie hat das dann zusammengepasst mit dem,
Tim Pritlove: was man jetzt von James Webb an neuen Beobachtungen bekommen hat und von vielleicht
Tim Pritlove: anderen Satelliten, die jetzt in letzter Zeit noch dazu beigetragen haben?
Anne Hutter: Ja, was die Modelle gesagt haben, sie haben im Prinzip gesagt,
Anne Hutter: wir haben eine bestimmte Anzahl von Galaxien, die eine bestimmte Leuchtkraft
Anne Hutter: im Ultravioletten haben.
Anne Hutter: Und die war ungefähr 200 bis 400 Millionen Jahre nach dem Urknall.
Anne Hutter: Leicht niedriger die Anzahl von diesen leuchtstarken Galaxien verglichen mit
Anne Hutter: dem, was jetzt das James-Webb-Space-Teleskop beobachtet hat oder wir sehen.
Anne Hutter: Und jetzt gibt es eben so verschiedene Theorien dazu, warum das so ist.
Anne Hutter: Und momentan wird stark geforscht, wenn wir jetzt zum Beispiel die Annahme ändern
Anne Hutter: oder die, wie würde sich das auswirken? Würde das das erklären?
Anne Hutter: Also zum Beispiel, was man machen kann, ist, die meisten Modelle bisher nehmen
Anne Hutter: an, wir nehmen die Sternmassenverteilung von heute.
Anne Hutter: Aber man kann sich dann auch überlegen, in den ersten Galaxien ist das wahrscheinlich
Anne Hutter: nicht unbedingt der Fall.
Anne Hutter: Weil wenn man zurück in die Sternentstehung geht, kann man sich ungefähr vorstellen,
Anne Hutter: wenn man Sterne nur aus Wasserstoff und Helium produziert, dann sind das meistens
Anne Hutter: sehr massereiche Sterne.
Anne Hutter: Das heißt, sie sind sehr leuchtstark.
Anne Hutter: Aber sobald wir dann auch noch andere Elemente haben, das Gas im Prinzip nicht
Anne Hutter: nur Wasserstoff und Helium ist, sondern auch Kohlenstoff, Stickstoff,
Anne Hutter: Sauerstoff hat, dann kann das Gas auch besser kühlen.
Anne Hutter: Also es kann zu niedrigeren Temperaturen runtergekühlt werden und damit entstehen
Anne Hutter: dann auch weniger massereiche Sterne.
Anne Hutter: Und das ist natürlich heutzutage in unserer Milchstraße, haben wir eben viel
Anne Hutter: mehr Generationen von Sternen,
Anne Hutter: sind da schon entstanden und haben das auch angereichert und dementsprechend
Anne Hutter: sind unsere Sterne auch weniger massiv oder weniger massereich.
Anne Hutter: Und damit kann man sich vorstellen, wahrscheinlich bei den ersten Galaxien waren
Anne Hutter: eben die meisten Sterne eigentlich viel massereicher, als was wir jetzt gerade
Anne Hutter: in unseren Modellen annehmen.
Tim Pritlove: Also unsere Sonne ist ja nicht so fett im Vergleich.
Anne Hutter: Ne, die ist, wenn man es sich so vorstellt, ist es eine Sonnenmasse und die
Anne Hutter: Sterne, von denen wir reden, naja, also.
Tim Pritlove: Massereich heißt? Ja.
Anne Hutter: Masse heißt in der Astronomie oft ab 8 Sonnenmassen, aber kann hochgehen bis
Anne Hutter: 100, 200, man weiß es nicht genau, Sonnenmassen.
Tim Pritlove: Was ist so die größte Sonnenmasse, von der man heute weiß?
Tim Pritlove: Also was ist so der fetteste Stern, in welcher Größenordnung bewegt sich das?
Anne Hutter: Ich bin mir nicht ganz sicher. Ich glaube, die hat man nicht unbedingt direkt
Anne Hutter: gemessen, die hat man auch teilweise einfach durch ihren, wie ich es sagen will,
Anne Hutter: Elementfußabdruck, den sie hinterlassen haben, also welche Elemente sie produziert
Anne Hutter: haben, das kann man teilweise im Gas messen und mit Modellen sozusagen berechnen,
Anne Hutter: das muss wohl irgendwie so ein massereicher Stern gewesen sein.
Anne Hutter: Ich weiß es nicht genau, aber ich würde annehmen so um die 100 Sonnenmassen.
Tim Pritlove: Aber unsere Sonne, wir sind ja überhaupt, also insofern sind wir vielleicht
Tim Pritlove: mal was Besonderes, weil wir so eine kleine Sonne haben und es funktioniert trotzdem noch.
Tim Pritlove: Immer der Versuch irgendwie, was Tolles zu sein hier. Aber wir sind ja eigentlich
Tim Pritlove: ganz durchschnittlich, was viele Sachen betrifft.
Anne Hutter: Ja, wir sind auch sehr zahlreich, wenn es um Sonnenmassen oder Sterne mit Sonnenmasse geht.
Anne Hutter: Das ist ja allgemein so, wenn man sich anschaut, die Verteilung von den Massen,
Anne Hutter: von den Sternen, die sie formen. Es formen sich meistens viel mehr niedrigmassige
Anne Hutter: Sterne, sehr massereiche Sterne.
Tim Pritlove: Also hier wird gerade mal so ein bisschen rumgeforscht aber ich glaube ESO meint
Tim Pritlove: einen Stern gesehen zu haben mit 320 Sonnenmassen,
Tim Pritlove: und hat heute noch 265 also in der Größenordnung Okay,
Tim Pritlove: Okay das heißt wir müssen das jetzt interpretieren also die James-Webb-Daten
Tim Pritlove: sind reingekommen und dann war das so naja im Wesentlichen lagen wir richtig,
Tim Pritlove: jetzt müssen wir noch an ein paar Parametern,
Tim Pritlove: schrauben und passt schon?
Tim Pritlove: Oder war das eher so mit oh weia, ist alles anders, als wir gedacht haben,
Tim Pritlove: wir können jetzt alle unsere Modelle wegschmeißen?
Anne Hutter: Also mit den allerersten Daten,
Anne Hutter: da war das tatsächlich, da war der Unterschied auch noch viel größer.
Anne Hutter: Zwischen den Modellen und den Beobachtungen. Da war das schon so ein bisschen okay.
Tim Pritlove: Also was genau war dann größer, also was hat diesen Unterschied im Wesentlichen ausgemacht?
Tim Pritlove: Größe der Galaxien oder Menge der Galaxien?
Anne Hutter: Nee, die Leuchtstärke. Einfach wie viele leuchtstarke Galaxien da sind.
Anne Hutter: Das waren einfach viel mehr, als wir erwartet haben. Okay.
Anne Hutter: Das hat sich jetzt, am Anfang muss man sich vorstellen, die Beobachtungen wurden
Anne Hutter: eben relativ schnell ausgewertet.
Anne Hutter: Das heißt, man hat da nicht die ganzen Spektren bekommen von den Galaxien.
Anne Hutter: Man hat nur Datenpunkte in bestimmten Energiebändern bekommen.
Anne Hutter: Also wenn man einen bestimmten Wellenlängenbereich nimmt, dann weiß man,
Anne Hutter: ich habe die Intensität von dem Wellenlängenbereich.
Anne Hutter: Somit hat man aber nur eine begrenzte Anzahl an Datenpunkten.
Anne Hutter: Da kann man natürlich alle möglichen Spektren annehmen, die diese Datenpunkte
Anne Hutter: wahrscheinlich beschreiben.
Tim Pritlove: Okay, aber man wusste, wie viel Energie da ist, aber man wusste nicht,
Tim Pritlove: wie sie verteilt ist und wie sie sich auf die einzelnen Frequenzbereiche verteilt.
Tim Pritlove: Aber es war dann schon so, alle Theoretiker haben da so einen Schockmoment bekommen
Tim Pritlove: und gesagt, oh Gott, das Software taugt gar nichts. Das war wahrscheinlich so die Angst, oder?
Anne Hutter: Ja, obwohl wenn man sozusagen das Beobachtungsfeld kennt, weiß man auch,
Anne Hutter: wenn diese Art von Beobachtungen kommen….
Tim Pritlove: Heißt das erstmal noch gar nichts.
Anne Hutter: Das will ich jetzt nicht sagen, aber…,
Anne Hutter: Galaxien man hat, gesteigert. Dann hat sich das mehr angenähert.
Anne Hutter: Also die Anzahl der Leuchtstarken-Galaxien ist im Prinzip runtergegangen.
Tim Pritlove: Okay, also ihr werdet nicht alle sofort gekündigt, sondern es hat schon auch ein bisschen gepasst.
Tim Pritlove: Also es ist jetzt auch nicht so, dass jetzt diese Modelle…,
Tim Pritlove: eine Realität versucht haben zu beschreiben, die so gar nicht existiert.
Anne Hutter: Das kann man auch nicht sagen. Nee, also ich sag mal bis Rotverschiebung 10,
Anne Hutter: ungefähr 400 Millionen Jahre nach dem Urknall, also alles bis 400 Millionen
Anne Hutter: Jahre nach dem Urknall, haben die Modelle auch gut beschrieben.
Anne Hutter: Es war nur das Problem, alles was sozusagen früher war.
Anne Hutter: Ja.
Tim Pritlove: Das sieht anders aus. Also man ist jetzt natürlich ein bisschen zu früh,
Tim Pritlove: jetzt hier irgendwelche Zusammenfassungen zu machen, aber wie viel Auswirkung
Tim Pritlove: scheint das zu haben, was da an Datenmaterial jetzt kommt?
Tim Pritlove: Also wie sehr wird das die Modellierung und unser Verständnis von dem,
Tim Pritlove: was in dieser Phase passiert ist, ändern?
Anne Hutter: Wir bekommen schon entscheidende Informationen, die wir vorher nicht hatten, definitiv.
Anne Hutter: Wir werden viel mehr lernen über die ersten Galaxien, wie Galaxien entstanden
Anne Hutter: sind und was ihre Eigenschaften waren, welche Arten von Sternen geformt werden.
Anne Hutter: Auch zum Beispiel das Heranwachsen von den schwarzen Löchern,
Anne Hutter: wie schnell die sozusagen gewachsen sind, ob die so aussehen,
Anne Hutter: wie wir es bisher kannten oder nicht.
Anne Hutter: Es sieht momentan so aus, dass wir im Prinzip eine ganze Art von Galaxien sozusagen
Anne Hutter: neu entdeckt haben, die wir vorher gar nicht gesehen haben.
Anne Hutter: Das sind alles solche Entdeckungen, die jeder in sich eigentlich sehr interessant
Anne Hutter: ist und auch viele physikalische Fragen aufwirft und die eigentlich sehr fundamental sind in dem,
Anne Hutter: wie wir Galaxienentstehung verstehen und welche physikalischen Prozesse da relevant sind.
Tim Pritlove: Jetzt hast du ja vorhin schon bei der Modellierung gesagt, was du da alles so
Tim Pritlove: reinschmeißt in deinen Kochtopf sozusagen.
Tim Pritlove: So ja, hier Gas, Temperatur, Elemente, dunkle Materie packen wir auch noch mit rein.
Tim Pritlove: Nein, da muss ich jetzt natürlich nochmal nachhaken, weil das ja so ein Dauerbrenner
Tim Pritlove: ist, weil die dunkle Materie, also die Materie, von der man annimmt,
Tim Pritlove: dass sie da ist, weil wenn sie nicht da wäre,
Tim Pritlove: dann macht das mit der Gravitation auf einmal alles keinen Sinn mehr und Galaxien
Tim Pritlove: könnten nicht so aussehen, wie sie aussehen.
Tim Pritlove: Also nimmt man an, dass sie da ist aber man sieht sie halt nicht und man weiß
Tim Pritlove: weder warum man sie nicht sieht oder woraus sie bestehen könnte,
Tim Pritlove: also sozusagen eines der ganz großen Fragezeichen der Kosmologie die aber trotzdem
Tim Pritlove: jetzt in so ein Modell einfach mal so reingeschmissen wird, weil gibt's halt, so denkt man,
Tim Pritlove: kann das was jetzt sozusagen gerade entdeckt und analysiert wird in dem Bereich
Tim Pritlove: irgendwelche neuen Erkenntnisse liefern?
Anne Hutter: Also Erkenntnisse vom James Webb Space Teleskop würde ich jetzt erstmal denken,
Anne Hutter: eher unwahrscheinlich, bin mir natürlich nicht sicher, aber,
Anne Hutter: wenn es um dunkle Materie und vor allem dunkle Energie geht,
Anne Hutter: dann ist es hauptsächlich,
Anne Hutter: Euclid, wo man sozusagen große Gebiete beobachtet und sich dann anschaut,
Anne Hutter: wie die Verklumpung oder die Verteilung von Materie sich ändert.
Anne Hutter: Im Bereich der Galaxien selber ist das Problem, dass unser Verständnis von der
Anne Hutter: eigentlichen Gasphysik und die Sternentstehung so groß ist,
Anne Hutter: dass es sehr schwer wird, viel über eigentlich dunkle Materie an sich zu lernen.
Anne Hutter: Das Einzige, wo man eventuell was mit lernen kann, Aber das ist nicht unbedingt
Anne Hutter: James Webb direkt oder vielleicht auch indirekt.
Anne Hutter: Es ist im Prinzip der Zeitpunkt, wenn die ersten Galaxien sich formen.
Anne Hutter: Das kann etwas zum Beispiel über die Eigenschaft von der dunklen Materie aussagen.
Anne Hutter: Zum Beispiel, wie wir sagen, wie warm oder wie kalt sie ist.
Anne Hutter: Das heißt im Prinzip, auf welchen Skalen kann sie klumpen.
Anne Hutter: Und man kann sich vorstellen, wenn sie im Prinzip auf kleineren Skalen klumpen
Anne Hutter: kann, dann bilden sich die ersten Galaxien viel früher im Universum.
Anne Hutter: Also in der Hinsicht würde ich sagen, kann das James Webb Space Teleskop,
Anne Hutter: wenn es sozusagen sagen kann, wann die ersten Galaxien sich vor dem Indirekt
Anne Hutter: eine Aussage darüber machen.
Anne Hutter: Aber ich würde das sehr mit Vorsicht genießen und eigentlich sagen,
Anne Hutter: da braucht man eigentlich eher Experimente, die das nicht nur fokussiert auf
Anne Hutter: einzelne Objekte, sondern die Gesamtheit der Objekte.
Tim Pritlove: Also wie es Euclid macht. Ich wollte es jetzt auch gar nicht so sehr auf James
Tim Pritlove: Webb festlegen, sondern sozusagen auf die aktuellen neuen Beobachtungssysteme.
Tim Pritlove: Also man kann es ja ein bisschen weiter aufdrehen und da gehört natürlich jetzt
Tim Pritlove: Euclid auf jeden Fall auch noch mit dazu.
Tim Pritlove: Ich weiß nicht, ob es noch andere Systeme gibt, außer jetzt diesen beiden,
Tim Pritlove: die jetzt gerade in diesem Bereich wichtige neue Daten liefern.
Anne Hutter: Ich meine, ein anderes Instrument, was in den nächsten hoffentlich fünf Jahren
Anne Hutter: dann auch kommt, ist das Square Kilometer Array.
Anne Hutter: Was auch dann die Materieverteilung im Universum, wirklich im frühen Universum,
Anne Hutter: Cosmic Dawn und eben zu den Dark Ages, also in dunklen Zeiten,
Anne Hutter: die sozusagen abbilden wird, ja so eigentlich sogar 3D.
Tim Pritlove: Das ist ein neues Radioteleskop, was in Australien gebaut wird.
Anne Hutter: Genau.
Tim Pritlove: Und noch nicht ganz fertig ist, aber ich glaube so in drei Jahren oder so irgendwie. viel.
Anne Hutter: Ja, die sind momentan in der Konstruktionsphase. Und soweit ich glaube,
Anne Hutter: den ersten Konstruktionsphasenschritt haben sie jetzt abgeschlossen und sie
Anne Hutter: kriegen, glaube ich, jetzt auch die allerersten Daten rein.
Anne Hutter: Aber wirklich, was wir First Light nennen, also wenn das Teleskop wirklich anfängt
Anne Hutter: zu beobachten und ist auch offen dann für die Forschungsgemeinde,
Anne Hutter: ich glaube soll 2029, ist momentan angepeilt.
Tim Pritlove: Ja.
Tim Pritlove: Wikipedia sagt noch 27, aber das kann sich natürlich auch alles verschieben.
Tim Pritlove: Okay, also das ist sozusagen ein ganz wichtiges neues Instrument, was noch mit dazu kommt.
Tim Pritlove: Und das er von der Erde aus macht, ganz klar. Also Square Kilometer heißt halt
Tim Pritlove: einfach auf einen Quadratkilometer mehrere einzelne Radioteleskopantennen verteilt,
Tim Pritlove: die dann sozusagen in der Kombination alles wahrnehmen, was ankommt.
Anne Hutter: Ja, was die im Prinzip wahrnehmen, ist eine Strahlung, die kommt vom neutralen Wasserstoff.
Tim Pritlove: Gibt es doch noch welchen?
Anne Hutter: Das ist genau der Spaß daran.
Tim Pritlove: Ich dachte, der wäre jetzt alles wegionisiert.
Anne Hutter: Ja, deswegen kann das Square Kilometer ja auch nur die Zeit sozusagen vor oder
Anne Hutter: während der Ionisierung anschauen.
Anne Hutter: Aber das ist natürlich auch sehr spannend, weil was wir damit auch dann sehen
Anne Hutter: können, wenn es wirklich so 3D-Karten von der Verteilung von dem neutralen Wasserstoff.
Anne Hutter: Das heißt, wir können da auch sehen, wie diese ionisierten Regionen um die Galaxien
Anne Hutter: sozusagen wachsen mit der Zeit.
Anne Hutter: Und dann kann man sich natürlich vorstellen, wenn man das analysieren kann,
Anne Hutter: kann man dann auch Rückschlüsse auf die ersten Galaxien nehmen.
Tim Pritlove: Sehr interessant. Das heißt, dieses Square Kilometer Array,
Tim Pritlove: liefert quasi nochmal einen komplett neuen Daten Ein Datenpunkt,
Tim Pritlove: den es so noch gar nicht gibt, der so ein bisschen vergleichbar ist vielleicht
Tim Pritlove: mit dieser kosmischen Hintergrundstrahlung, weil es ja auch so ein globaler
Tim Pritlove: Schnappschuss einer alten Zeit des Universums dann ist.
Anne Hutter: So ungefähr, genau.
Anne Hutter: Das ist sehr spannend. Also man kann sich das so vorstellen,
Anne Hutter: das ist wie so eine Tomografie, wo man an jeder Zeitpunkt dann sozusagen eine 2D-Karte bekommt.
Anne Hutter: An der Stelle ist es neutral, da ist es ionisiert.
Anne Hutter: Und dann kann man sich vorstellen, je weiter man sozusagen in die Vergangenheit
Anne Hutter: geht, je neutraler wird es dann. Und man kann auch sehen, okay,
Anne Hutter: habe ich hier ganz viel neutralen Wasserstoff oder habe ich weniger neutralen Wasserstoff?
Anne Hutter: Das heißt, ganz am Anfang sieht man sozusagen auch die allerersten Filamente
Anne Hutter: und die überdichten Regionen, wo dann wahrscheinlich auch die Galaxien anfangen.
Tim Pritlove: Aber was strahlt denn dieser neutrale Wasserstoff ab, dass man das jetzt noch
Tim Pritlove: messen kann auf der Erde?
Anne Hutter: Im Prinzip ist es eine Wechselwirkung mit der kosmischen Hintergrundstrahlung.
Anne Hutter: Man nennt es die Hyperfeinaufspaltung des neutralen Wasserstoffs.
Anne Hutter: Das ist auch ein Energieübergang.
Anne Hutter: Und man kann sich jetzt vorstellen,
Anne Hutter: dass die kosmische Mikrowellenhintergrundstrahle sozusagen den neutralen Wasserstoff
Anne Hutter: in einen höheren energetischen Zustand versetzt und dann geht er eben wieder
Anne Hutter: runter und emittiert dabei ein Photon und das ist die klassische 21 Zentimeter Linie.
Tim Pritlove: Ah, okay. Und sogar sowas kann man noch messen.
Tim Pritlove: Was haben wir denn jetzt sozusagen gelernt aus all dieser Modellierung und Auswertung
Tim Pritlove: der ganzen Beobachtungen bisher über Galaxien?
Tim Pritlove: Also was lässt sich da sozusagen herausziehen bisher?
Tim Pritlove: Also klar, man weiß, dass sie entstehen und so weiter und in welcher Größenordnung
Tim Pritlove: und so weiter. Aber was folgt daraus?
Tim Pritlove: Was ist sozusagen die Erkenntnis, die man aus dieser Forschung gewinnt vor allem?
Anne Hutter: Was wir definitiv sehen ist, dass die ersten Galaxien energiereichere Strahlung hatten.
Anne Hutter: Also die Sterne haben energiereichere Strahlung abgestrahlt.
Anne Hutter: Damit könnten es wahrscheinlich massereichere Sterne sein.
Anne Hutter: Wir wissen auch, dass es teilweise Galaxien gibt, sehr junge,
Anne Hutter: oder wenn das Universum noch relativ jung ist, die schon relativ viel Staub haben.
Anne Hutter: Das ist auch eine Frage, die so ein bisschen uns umtreibt.
Tim Pritlove: Also wo viele Sterne schon in Supernova aufgegangen sind.
Anne Hutter: Ja, aber vielleicht missinterpretieren wir auch das Spektrum, auch möglich.
Anne Hutter: Aber bisher haben die eben auch einfach viele Fragen aufgeworfen.
Anne Hutter: Ja, ich glaube, zusammenfassend lässt sich sagen, wir haben gelernt,
Anne Hutter: sie haben wahrscheinlich energiereichere Strahlung.
Anne Hutter: Wir können auch definitiv sehen, dass das Gas weniger angereichert ist mit,
Anne Hutter: was wir metallikern, also Kohlenstoff, Sauerstoff, Stickstoff und all die schweren
Anne Hutter: Elemente als Wasserstoff und Helium und Lithium.
Anne Hutter: Das können wir definitiv sehen.
Anne Hutter: Und ich glaube ansonsten hat es auch viele Fragen dann einfach aufgeworfen.
Anne Hutter: Was sind jetzt die ersten Sterne? Wie beeinflussen sie das Gas und was bedeutet
Anne Hutter: es dann für die Sternentstehung danach?
Anne Hutter: Und das ist ja eigentlich noch so ein bisschen so ein Fragezeichen.
Tim Pritlove: Es ist nicht auch eine Beobachtung gewesen, dass man auch bestimmte Ausprägungen,
Tim Pritlove: es gibt ja verschiedenste, haben wir noch gar nicht so drüber gesprochen, Galaxieformen.
Tim Pritlove: Ja, man kennt halt diese Andromeda Milchstraße, die halt so Balken- und Spiralgalaxien sind.
Tim Pritlove: Dann gibt es ja kugelförmige Ellipsoide, alle möglichen ganzen,
Tim Pritlove: weiß gar nicht wie viele verschiedene Galaxientypen so unterschieden werden, so 10 oder sowas.
Tim Pritlove: Kann das hinhauen in etwa in Größenordnung oder sind es schon mehr?
Tim Pritlove: Es gibt auf jeden Fall verschiedene Typen und man hat glaube ich von bestimmten
Tim Pritlove: Galaxiearten angenommen, dass
Tim Pritlove: die auch viel Zeit brauchen, um überhaupt erstmal so sich auszuformen.
Tim Pritlove: So eine Balkengalaxie, da muss halt erstmal viel passieren und wenn das nicht
Tim Pritlove: erstmal alles ein paar hundert Milliarden Jahre um sich herum rotiert ist,
Tim Pritlove: dann kann das erstmal nach gar nichts aussehen.
Tim Pritlove: Und jetzt, glaube ich, hat man auch schon mal mit James Webb gesehen,
Tim Pritlove: so, ja, nee, ganz so ist es jetzt auch nicht.
Anne Hutter: Ja, ein Klassisches ist, dass man, also Galaxien, die traditionellen, die haben so Scheiben.
Anne Hutter: Also klassische Spiralgalaxie, kann man sich vorstellen, die Spirale ist jetzt so eine Scheibe drin.
Anne Hutter: Und was jetzt diese Daten im Prinzip sagen, dass diese Scheiben sich eventuell
Anne Hutter: schon sehr früh ausgeprägt haben.
Anne Hutter: Allerdings muss man da auch berücksichtigen, dass wahrscheinlich in dieser frühen
Anne Hutter: Zeit diese Scheiben noch nicht so dünn waren, wie wir sie heute teilweise sehen,
Anne Hutter: sondern viel, viel dicker.
Anne Hutter: Und das andere ist, dass natürlich weil es so weit weg ist, können wir sie teilweise
Anne Hutter: auch nicht so gut auflösen räumlich das heißt wir kriegen nur so ein paar Pixel
Anne Hutter: und dann basierend auf den Messungen von den Spektren von diesen Pixeln,
Anne Hutter: machen wir dann diese Schlussfolgerung aber es sieht so aus,
Anne Hutter: ob die schon rotieren, also das in jedem Fall.
Tim Pritlove: Und das war jetzt auch nicht unbedingt erwartet worden?
Anne Hutter: Das ist eine offene Forschungsfrage Also die Antwort war nicht klar.
Tim Pritlove: Wenn ich jetzt mal so ein Mysteriumskoeffizienten abbilden möchte,
Tim Pritlove: also wie gut haben wir diese Galaxienbildung verstanden?
Tim Pritlove: Also wenn man jetzt sagen würde, oh, was wissen wir denn schon?
Tim Pritlove: Wissen wir jetzt schon alles? Wie viele Fragezeichen gibt es da noch?
Tim Pritlove: Wie kommt ihr das so persönlich vor? Boah, wir wissen gar nichts oder wir kratzen
Tim Pritlove: an der Oberfläche oder naja, so im Wesentlichen haben wir es schon irgendwie drin,
Tim Pritlove: aber es fehlen noch ein paar Daten oder das war es jetzt. Was würdest du sagen?
Anne Hutter: Ich würde sagen, naja zu Nullter und vielleicht Erste Ordnung haben wir ein grobes Verständnis.
Tim Pritlove: Erste Ordnung heißt jetzt was?
Anne Hutter: Ja, wir haben ein grobes Verständnis von den ungefähren physikalischen Prozessen,
Anne Hutter: die wahrscheinlich eine Rolle spielen und was sie dann bewirken.
Anne Hutter: Aber im Detail wissen wir das eigentlich, also wie genau und wenn ich jetzt
Anne Hutter: den einen Parameter da vielleicht verändere, wie genau sich das dann auswirkt.
Anne Hutter: Im Prinzip in dem Moment, wo ich es ein bisschen mehr komplizierter mache,
Anne Hutter: dann werden da schon viele Fragezeichen. Das ist alles nicht klar.
Tim Pritlove: Okay. Und wie wichtig ist das Verständnis der Galaxienbildung für das Gesamtverständnis Universum?
Tim Pritlove: Ist das so der Schlüssel dafür?
Anne Hutter: Na, ich würde sagen, im Prinzip ist es so ein bisschen Beantwortung der Frage, woher kommen wir?
Anne Hutter: Ich sage mal, die ersten Galaxien ist sozusagen die Sternentstehung,
Anne Hutter: das ist im Prinzip eventuell dann auch die Elemente, aus denen wir gemacht sind
Anne Hutter: und überhaupt zu verstehen,
Anne Hutter: warum dann auch unsere Galaxie so aussieht, wie sie aussieht.
Anne Hutter: Das ist im Prinzip die Antwort auf, ja.
Tim Pritlove: Aber es ist jetzt sozusagen nicht nur ein, wie sieht es am Ende aus,
Tim Pritlove: sondern man kann aus dem Verständnis, wie es sich so gebildet hat,
Tim Pritlove: um da hinzukommen, wo es heute ist, auch Aussagen darüber machen,
Tim Pritlove: was vorher passiert ist.
Anne Hutter: Ja, zum Teil schon.
Tim Pritlove: Weil man es jetzt auch gar nicht modellieren könnte.
Anne Hutter: Ja, also das hängt immer davon ab, was vorher passiert ist. wie etwas dann danach auch aussieht.
Anne Hutter: Und ich glaube auch, das ist, warum es so komplex ist, weil es eben so viel
Anne Hutter: passieren kann und so viele Komponenten mit reinspielen, dass es sehr schwierig
Anne Hutter: dann auch komplett zu verstehen ist.
Tim Pritlove: Wenn jetzt Raumfahrt wünscht dir was wäre, ja,
Tim Pritlove: theoretische Physikerin darf sich jetzt sozusagen ein Beobachtungssystem wünschen,
Tim Pritlove: was dann einfach gebaut wird, weil kein Problem, Leben, Geld spielt keine Rolle, Technik, alles gelöst.
Tim Pritlove: Was wäre so dein Wunschgerät? Egal ob das jetzt auf der Erde ist oder im Weltall
Tim Pritlove: rumkurvt, was müsste sich das anschauen, auf welche Art und Weise,
Tim Pritlove: wo du das Gefühl hast, okay, das wäre jetzt aber wirklich mal genau das,
Tim Pritlove: wo ich Sachen rauslese, wo absehbar ist, wo wir mit den heutigen Instrumenten,
Tim Pritlove: soweit die die uns auch bringen, vielleicht da nie wirklich eine Erkenntnis haben.
Tim Pritlove: Also selbst mit James Webb jetzt mit all seinen außerordentlichen Fähigkeiten,
Tim Pritlove: wo das irgendwie nicht reicht.
Tim Pritlove: Ist das nur schneller, höher, weiter? Also James Webb zehnmal so groß oder brauchst
Tim Pritlove: du auch noch ganz andere Beobachtungsmethoden?
Anne Hutter: Ich glaube, momentan am spannendsten finde ich die 21-Zentimeter-Linie.
Anne Hutter: Und da wäre es natürlich sehr hilfreich, irgendwo hinzugehen,
Anne Hutter: wo nicht so viele Radiowellen da sind.
Anne Hutter: Also wenn man sich das vorstellt, selbst in Australien wird man wohl auf irgendwelchen
Anne Hutter: Radiofrequenzen wird irgendwas gesendet werden.
Anne Hutter: Die können zum Beispiel dann auch sehen, ob ein Flugzeug oben drüber hinweg fliegt.
Anne Hutter: Und in der Hinsicht wäre es schon ziemlich cool, wenn wir sozusagen so ein Radiointerferometer
Anne Hutter: irgendwo außerhalb des Sonnensystems hätten, wenn wir uns jetzt ganz weit greifen.
Tim Pritlove: Also im Prinzip dieses Square-Kilometer-Array im Weltall.
Anne Hutter: Ja. Dann könnte man es ja auch viel größer machen. Das heißt,
Anne Hutter: dann hätte man auch eine viel bessere Auflösung.
Anne Hutter: Also je länger sozusagen denn die verschiedenen, oder je weiter die Stationen
Anne Hutter: voneinander entfernt sind, desto kleinere Skalen kann man sozusagen messen.
Tim Pritlove: Also quasi so ein Million-Kilometer-Array im Weltall, was dann eben mit dieser,
Tim Pritlove: 21-Zentimeter-Linie oder HI-Linie sagt man glaube ich auch oder H1-Linie,
Tim Pritlove: was du so schön bezeichnet hast als so der Tomograf des Universums zu welchem Zeitpunkt nochmal?
Tim Pritlove: Als die Reionisierung angefangen hat sozusagen oder Oder dieser gesamte Bereich,
Tim Pritlove: wo sie stattgefunden hat.
Anne Hutter: Ja, im Prinzip der ganze Bereich, in dem sie stattgefunden hat und eigentlich
Anne Hutter: auch davor. Also wir kommen auch in die Dark Ages rein.
Tim Pritlove: Womit man quasi so ein plastisches Bild gewinnen würde des Universums zusätzlich
Tim Pritlove: zu dieser Hintergrundstrahlung, mit der es ja auch zusammenhängt,
Tim Pritlove: um sich ein bisschen fleischiger vorzustellen, wie das alles in seiner Struktur war.
Anne Hutter: Genau, genau. Man kann sich vorstellen wie so eine 3D-Karte des Universums.
Tim Pritlove: Baut das schon einer?
Anne Hutter: Bisher gibt es nur Überlegungen, auf den Mond zu gehen.
Anne Hutter: Da ist natürlich auch immer die Frage, momentan, ich glaube,
Anne Hutter: der Drang zum Mond ist ziemlich groß.
Anne Hutter: Und die Frage ist dann, okay, ist es auf dem Mond dann immer noch radio-ruhig?
Anne Hutter: Also haben wir da nicht viele Radiostörsender?
Tim Pritlove: Ja.
Anne Hutter: Das ist eben die große Frage.
Tim Pritlove: Das ist überhaupt ein interessantes Problem, dass wir uns ja im Prinzip gerade
Tim Pritlove: die die Weltraumbeobachtung durch unsere eigenen Aktivitäten ganz schön verbauen.
Tim Pritlove: Also man kennt das ja einerseits hier mit den Starlink und vergleichbaren Satellitensystemen,
Tim Pritlove: die also mit diesen vielen Mikrosatelliten sind, die also auch den Blick,
Tim Pritlove: den Lichtblick sozusagen schon einschränken.
Tim Pritlove: Die Gravitationswellen haben schon das Problem, dass Wellen an den Strand schlagen
Tim Pritlove: und im Radiobereich ist es halt einfach die übermäßige Nutzung des Frequenzspektrums
Tim Pritlove: für alle möglichen Anwendungen,
Tim Pritlove: die das sozusagen einschränken.
Tim Pritlove: Aber so krass wird es ja dann glaube ich auf dem Mond erstmal nicht sein, oder? haben.
Anne Hutter: Ja, definitiv nicht so wie auf der Erde.
Anne Hutter: Es wird definitiv besser sein. Ich glaube, die Idee ist aber auch,
Anne Hutter: dass man, wenn man das auf dem Mond baut, im Prinzip in der Sensibilität,
Anne Hutter: also wie klein das Signal sein könnte, damit man es immer noch detektiert,
Anne Hutter: wesentlich besser sein würde.
Anne Hutter: Es würde viel geringer oder Signale geringere Intensität detektieren können.
Anne Hutter: Und das würde auch dann neue,
Anne Hutter: Bereiche eröffnen oder Fragen beantworten, die mehr in die Richtung von Materie,
Anne Hutter: Verteilung oder auch Dark Matter geht.
Tim Pritlove: Ist das nicht so bei der Hintergrundstrahlung, ich meine wir hatten jetzt Planck
Tim Pritlove: sozusagen als bisher die feinste Messung der Hintergrundstrahlung und ich weiß
Tim Pritlove: nicht, ob noch feiner überhaupt was bringen würde.
Tim Pritlove: Wahrscheinlich gar nicht mal, oder? Also gibt es da nochmal eine Initiative
Tim Pritlove: mit, jetzt brauchen wir das selber, aber nochmal in genauer.
Tim Pritlove: Meine Wahrnehmung war eher so, das passt schon, das haben wir jetzt,
Tim Pritlove: wir könnten eine Auflösung vielleicht noch erhöhen, aber wir würden dabei keine
Tim Pritlove: Informationen gewinnen, die wir nicht im Prinzip schon haben.
Tim Pritlove: Und das war ja eine Mission, die an Lagrange-Punkt L2 weit rausgeflogen,
Tim Pritlove: da hatte man dann irgendwie auch so seine Ruhe, also Ruhe im Sinne von Wärmestrahlung,
Tim Pritlove: Ruhe, also keine warme Sommel in der Nähe und die Erde auch nicht und schön
Tim Pritlove: versteckt im Dunkeln, hat man dann eben sozusagen das Universum abgetastet.
Tim Pritlove: Und dann war das ja nach einer bestimmten Laufzeit dann abgeschlossen.
Tim Pritlove: Wäre das dann mit dieser Messung der H1-Linie, dieser Wasserstofflinie auch so,
Tim Pritlove: dass man das eigentlich nur über einen bestimmten Zeitraum mal messen muss und
Tim Pritlove: dann hat man die Daten und dann kann das Projekt auch beendet sein?
Tim Pritlove: Oder gibt es irgendetwas, wo sinnvoll wäre, das über einen möglichst langen
Tim Pritlove: Zeitraum zu beobachten?
Anne Hutter: Ja, ich glaube, bei der 21-Zentimeter-Linie macht es schon Sinn,
Anne Hutter: das über einen längeren Zeitraum zu beobachten, zumal das Signal an sich so klein ist.
Anne Hutter: Man muss sich das vorstellen, das ist tatsächlich auch wieder ein Hunderttausendstel
Anne Hutter: von dem eigentlichen Signal.
Anne Hutter: Also wenn ich 21 Zentimeter das Signal messe, das eigentliche Signal,
Anne Hutter: an dem ich interessiert bin, ist irgendwie ein Hunderttausendstel davon.
Anne Hutter: Das heißt, es ist sehr gering.
Anne Hutter: Und dementsprechend brauchen wir eben relativ viele Daten über einen längeren
Anne Hutter: Zeitraum, damit wir uns sicher sein können.
Tim Pritlove: Wir kriegen wirklich… Was ist jetzt hier Signal, was ist Rauschen?
Anne Hutter: Genau, was ist sozusagen der Vordergrund, den wir eigentlich wegsubtrahieren müssen.
Anne Hutter: Und der kommt hauptsächlich von unserer eigenen Galaxie.
Tim Pritlove: Okay. Und das kann dann, also es könnte sein, dass, was weiß ich,
Tim Pritlove: wenn man das 30 Jahre lang misst, dann hat man immer noch ein besseres Bild,
Tim Pritlove: als wenn man es nur 10 Jahre misst.
Anne Hutter: Ja, die Statistik wird einfach besser.
Tim Pritlove: Okay.
Tim Pritlove: Wahrscheinlich auch schwer vorher zu sagen, wie lange man jetzt wirklich lauschen muss.
Tim Pritlove: Ist die denn überhaupt schon mal gemessen worden von irgendetwas?
Tim Pritlove: Oder ist das nur so eine theoretische Messung, die man anstrebt?
Anne Hutter: Naja, also man kann die 21 cm Zentimeterlinie auch von,
Anne Hutter: Galaxien, die näher an uns dran sind, messen und dann sieht man,
Anne Hutter: bekommt man sozusagen Karten, wie der neutrale Wasserstoff in den Galaxien verteilt ist. Ähm,
Anne Hutter: Aber bisher gemessen zur Zeit der ersten Galaxien, der Rionisierung oder dieser
Anne Hutter: dunklen Zeiten der Dark Ages wurde sie noch nicht.
Anne Hutter: Es gab eine potenzielle Messung 2018, da gab es eine Publikation,
Anne Hutter: die gesagt hat, wir haben es detektiert.
Anne Hutter: Ich glaube, mittlerweile ist der Konsens, da gab es noch Fehler in der Analyse
Anne Hutter: oder da wurde was nicht genau berücksichtigt. Das ist sehr schwer umstritten.
Tim Pritlove: Und wenn man jetzt sagt, man misst jetzt die Wasserstofflinie von etwas,
Tim Pritlove: was näher dran ist, aber man möchte es lieber von etwas haben,
Tim Pritlove: was weiter weg ist, ist das dann auch wieder so ein Rotverschiebungsaspekt? Perfekt.
Tim Pritlove: Okay, also auch hier muss man sozusagen langwelliger arbeiten,
Tim Pritlove: um tiefer reinzuschauen und dann kann man damit auch im Wesentlichen vorhersagen,
Tim Pritlove: in welche Zeit man schaut.
Anne Hutter: Genau, genau. Deswegen hat das Square-Kilometer auch zwei Komponenten.
Anne Hutter: Einen niedrigfrequenten Bereich, der im Megahertz-Bereich ist, der ist in Australien.
Anne Hutter: Und der andere, der bis in den Gigahertz-Bereich geht, der ist in Südafrika.
Anne Hutter: Und der in Australien, der fokussiert sich dann auf Rionisierung,
Anne Hutter: dunkle Zeiten oder Dark Ages.
Anne Hutter: Und der in Südafrika eher auf die nahegelegenen Galaxien, wie ist der neutrale
Anne Hutter: Wasserstoff in denen verteilt.
Tim Pritlove: Cool. Bin ich auch mal gespannt, was dabei rauskommt.
Anne Hutter: Ich auch.
Tim Pritlove: Das kann ich mir vorstellen. Dann ist hier wieder richtig Alarm.
Tim Pritlove: Ja, Anne, haben wir jetzt eigentlich alles abgeklappert.
Tim Pritlove: Gibt es noch irgendetwas, was du noch gerne hinzufügen möchtest?
Tim Pritlove: Wir haben jetzt, glaube ich, einen recht intensiven Blick auf diese Zeit geworfen.
Anne Hutter: Ich glaube nicht. Also ich glaube, wir haben einen ganz guten Rundumschlag von
Anne Hutter: ganz früh bis heute gemacht.
Tim Pritlove: Super, na das freut mich. Dann sage ich vielen Dank für deine Ausführungen.
Anne Hutter: Danke dir auch.
Tim Pritlove: Ja und damit sage ich auch vielen Dank fürs Zuhören hier bei Raumzeit.
Tim Pritlove: Bald geht es wieder weiter. Ich sage Tschüss und bis bald.