Eigentlich wollten die USA nur überprüfen, ob sich auch alle Beteiligten an den Partiellen Teststopp-Vertrag halten, der bestimmte Atomwaffentests und andere Kernexplosionen verbot: Dafür wurden in den 1960er-Jahren die Vela-Satelliten in hohe Erdumlaufbahnen geschickt. Doch zunächst fanden diese Satelliten keine Anzeichen auf geheime Kernwaffen-Tests, sondern mysteriöse helle Lichter aus dem All: Diese Gammablitze leuchteten im hochenergetischen Gammastrahlenbereich sekundenlang auf, bevor sie wieder verblassten. Sie schienen von überall her aus dem All zu kommen – was steckte dahinter?

Heute wissen wir: Gammablitze kommen von sehr weit weg, zum Glück, möchte man sagen: Denn würde ein Gammablitz von nebenan auf die Erdatmosphäre treffen, hätte das drastische Auswirkungen auf die Erde und auf das Leben auf ihrer Oberfläche. Ein solcher Gammablitz könnte ein Massenaussterben auslösen – und vielleicht ist das in der Vergangenheit schon einmal passiert.

In dieser Folge des AstroGeo-Podcasts erzählt Franzi die Geschichte der Gammablitze und was wir über sie bereits wissen. Und sie erzählt vom 9. Oktober 2022, als der bislang hellste jemals gemessene Gammablitz namens GRB 221009A auf die Erdatmosphäre traf, Spitzname: BOAT – brightest of all time.

Im AstroGeo Podcast erzählen sich die Wissenschaftsjournalisten Franziska Konitzer und Karl Urban regelmäßig eine Geschichte, die ihnen entweder die Steine unseres kosmischen Vorgartens eingeflüstert – oder die sie in den Tiefen und Untiefen des Universums aufgestöbert haben. Der Podcast ist auch auf iTunes oder Spotify zu finden.

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• Gamma Ray Bursts

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Es schützt uns vor gefährlichen Ausbrüchen der Sonne und zaubert Polarlichter an den Himmel: Heute wissen wir, dass wir dem Magnetfeld der Erde eine Menge verdanken. Tatsächlich aber dauerte es 2500 Jahre, um zu verstehen, wie es entsteht.

Karl erzählt in dieser Folge des Podcasts, wie das Erdmagnetfeld über die Jahrhunderte immer genauer untersucht wurde, ohne dass Forscherinnen und Forscher ihm wirklich auf die Schliche kommen konnten. Beginnend vom ersten Kompass im alten China, über erste Versuche mit runden Magneten bis zur Entdeckung des Elektromagnetismus im 19. Jahrhundert: Der Geodynamo tief im Erdinnern weigerte sich, seine wahre Natur zu zeigen.

Am Ende brauchte es tief gehende Erkenntnisse aus der Geologie und Supercomputer, um dem Erdmagnetfeld mit seinen verwirrenden Schwankungen und Umpolungen auf die Schliche zu kommen.

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• Das Erdmagnetfeld

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Warum scheint unsere Sonne? Antwort: Kernfusion! Tief in ihrem Innern verschmelzen also unter anderem Atomkerne des Wasserstoffs zu Helium. Doch Forschende wollten sich in den 1960er Jahren nicht nur mit schönen Erklärungen begnügen, sondern eine so schlüssige Erklärung auch experimentell überprüfen: zum Beispiel mit einem unterirdischen Tank in der Homestake-Mine in South Dakota, der, gefüllt mit chemischem Reinigungsmittel, darauf wartete, dass ab und an ein Neutrino von der Sonne vorbeikäme.

Denn unsere Sonne erzeugt bei der Kernfusion auch Neutrinos – und diese wollten Forscherinnen und Forscher finden und zählen. Das gelang ihnen auch. Doch leider kamen in den irdischen Neutrinodetektoren nur rund ein Drittel der erwarteten Neutrinos an. War gar die Sonne kaputt? Hatte man doch nicht verstanden, warum die Sonne scheint? Oder war das Problem ganz woanders zu verorten – vielleicht waren die Neutrinos selbst schuld?

Franzi erzählt Karl in dieser Ausgabe des AstroGeo Podcasts vom Rätsel der fehlenden Sonnen-Neutrinos – und zur Beruhigung: Nein, unsere Sonne war wohl doch nicht kaputt.

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• Unsere Sonne

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Sterne kennen wir. Sterne sind runde, heiße und leuchtende Gaskugeln, es gibt Milliarden und Abermilliarden im Universum, angetrieben von der Kernfusion in ihrem Inneren. Aber was soll ein Quasi-Stern sein?

Diese hoch exotischen Himmelskörper betreiben in ihrem Inneren keine Kernfusion. Dafür sind sie so groß wie unser ganzes Sonnensystem – und in ihrer Mitte lauert ein Schwarzes Loch. Und eigentlich haben sie mit Sternen an sich überhaupt nichts zu tun. Wenn es sie wirklich gäbe, sähen sie wohl aber so aus wie ein viel zu groß geratener, rötlicher Riesenstern.

Gefunden hat bislang noch niemand einen dieser Quasi-Sterne. In dieser Folge von AstroGeo erzählt Franzi trotzdem ihre Geschichte: Sie könnten in der Frühzeit des Universums dafür gesorgt haben, dass die supermassereichen Schwarzen Löcher, die heutzutage im Zentrum fast aller Galaxien existieren, überhaupt erst so supermassereich werden konnten.

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Quelle: Max-Planck-Instituts für Plasmaphysik, Frank Fleschner 26. Oktober 2022.

26. Oktober 2022 – Der Durchbruch kam an einem Donnerstag, an dem – wie oft davor – Plasmen mit Neutralteilchenheizung bei hohen Temperaturen untersucht werden sollten. Diese Plasmen waren von einer hartnäckigen Gleichförmigkeit. „Doch mitten in der Serie änderten sich schlagartig die wichtigen Plasmaparameter. Alle Wissenschaftler im Kontrollraum von ASDEX merkten, dass etwas Außergewöhnliches passiert war“, erinnert sich Prof. Dr. Friedrich Wagner, der damals für dieses Forschungsgebiet bei ASDEX zuständig war. Anfangs glaubten viele, dass man es an diesem 4. Februar 1982 mit „schmutzigen Entladungen“ und großen Sägezähnen, also inneren Energierelaxationen, zu tun hatte. Tatsächlich machten Wagner und seine Kollegen am Max-Planck-Institut für Plasmaphysik (IPP) in Garching eine der bis heute wichtigsten Entdeckungen der Kernfusionsforschung: Sie fanden die H-Mode.

Vor 40 Jahren, am 8. November 1982 erschien der zugehörige Fachartikel in der Zeitschrift „Physical Review Letters“. Er beendete eine jahrelange Phase der Stagnation und der Enttäuschung in der Fusions-Community über den Nutzen der Neutralteilchenheizung. Zwar hatten die Forschenden in den 1970er Jahren Plasmen auf beachtliche Ionentemperaturen von sieben Kiloelektronenvolt heizen können – was kurzzeitig eine wahre Euphorie auslöste. Bald stellte sich aber heraus, dass die hohen Plasmatemperaturen durch eine Abnahme beim Energieeinschluss erkauft war. Es war so, als würde man ein Zimmer kräftig heizen und gleichzeitig die Fenster aufreißen. Dieses Plasmaverhalten stellte eine Gefahr für die weitere Entwicklung eines Fusionskraftwerks dar.

Viele in der Fusions-Community hielten die H-Mode für einen Messfehler
Heute heißt dieser ungünstige Betriebszustand L-Mode (Low-Confinement Mode). Wagners Entdeckung an ASDEX, dem Vorgänger des jetzigen Garchinger Experiments ASDEX Upgrade, bezeichnen die Forscher dagegen als High-Confinement Mode, kurz H-Mode. Dass es sich dabei tatsächlich um einen neuen Plasmaszustand handelte, war anfangs umstritten. „Ich fuhr im Juni 1982 zur Varenna Summer School in Italien, auf der ich unsere Ergebnisse erstmals öffentlich vorstellte. Besonders amerikanische Kollegen verbreiteten hinterher, dass wir in ASDEX den Plasmastrom nicht korrekt messen würden“, sagt Wagner, der später Direktor am IPP wurde. Erst beim nächsten wichtigen Symposium im September in Baltimore überzeugte er seine Kollegen – nachdem sie ihn vorher in einer stundenlangen Diskussion „gegrillt“ hatten. Wenig später konnten auch sie den neuen Plasmazustand in ihren Anlagen erzeugen.

„Die Entdeckung der H-Mode hat ITER erst möglich gemacht“, erklärt Prof. Dr. Elisabeth Wolfrum, die heute am IPP die Forschung an der H-Mode fortsetzt. ITER – die größte Fusionsanlage der Welt, entsteht derzeit im südfranzösischen Cadarache. Sie ist dafür ausgelegt, zehnmal mehr Leistung aus einem Fusionsplasma zu erzeugen, als an Heizleistung zugeführt wird. Dass ITER nach dem Vorbild von ASDEX und auch ASDEX Upgrade aufgebaut ist, liegt auch an der H-Mode. Diese trat bei ASDEX zuerst auf, weil dort im Donut-förmigen Vakuumgefäß vom Typ Tokamak das Plasma unten erstmals nicht rund, sondern spitz zulaufend geformt wurde. Die Physiker nennen die Spitze den X-Punkt. Dort wird überschüssige Energie in den sogenannten Divertor, quasi den Aschekasten eines Fusionsreaktors, abgeführt. Heute ist diese Bauweise Standard in allen Fusionsanlagen, die Magnetfelder zum Einschließen des Plasmas benutzen.

Die H-Mode führt zur Bildung einer Isolationsschicht am Plasmarand
Kurz nach der Entdeckung der H-Mode wurde am ASDEX gezeigt, warum Plasmen in diesem Zustand Energie doppelt so gut einschließen können wie in der L-Mode. „Am äußeren Rand des Plasmas bildet sich eine sehr effektive Isolationsschicht“, erklärt Wolfrum. „Die Temperaturdifferenz zwischen ihrer Außenseite und der dem Plasmainneren zugewandten Seite beträgt mehrere Millionen Grad Celsius.“ Allerdings entdeckten die Physikerinnen und Physiker auch eine unangenehme Begleiterscheinung der H-Mode: Am Plasmarand entstehen in regelmäßigen Zeitabständen heftige Energieeruptionen – so genannte Edge Localized Modes (ELMs). „In ASDEX Upgrade sind ELMs verkraftbar, aber im viel größeren ITER wären sie so stark, dass die beschichteten Wandoberflächen des Vakuumbehälters schmelzen würden“, sagt Wolfrum. ITER wird mit dem vierfachen Gefäßradius von ASDEX Upgrade gebaut, was wohl zu zehn- bis 15mal so starken ELM-Energien wie bei ASDEX Upgrade führen würde. Deshalb gehört die Unterdrückung dieser Störungen zu den wichtigsten Forschungsgebieten der Fusionsphysik.

Zentrale Fragen in Sachen H-Mode sind auch 40 Jahre nach ihrer Entdeckung noch ungeklärt. Etwa: Wie genau lässt sich der Übergang von der L-Mode in die H-Mode physikalisch erklären? Oder: Wie dick ist die Isolationsschicht, die so genannte Randtransportbarriere? Noch gibt es kein numerisches Modell, das die H-Mode komplett abbilden kann. Bislang müssen die Theoretiker ihre Computercodes mit bestimmten Anfangsannahmen füttern, um einzelne Phänomene der H-Mode zu berechnen. Was noch nicht gelingt: Ein Modell zu programmieren, bei dem der Übergang von L-Mode zu H-Mode sich quasi zwangsläufig aus der Physik ergibt. Mit einem solchen Modell ließen sich dann auch die Erreichbarkeit der H-Mode und die Parameter der ELMs im noch nicht fertiggestellten ITER-Experiment vorhersagen.

Auf der Suche nach dem perfekten numerischen Modell
Dieser perfekte Code müsste drei physikalische Ansätze für Plasmen vereinen: den Neoklassischen Transport, die Magnetohydrodynamik (siehe Erklärungen unten) und Turbulenz-fokussierte Modelle. Die derzeitigen Codes konzentrieren sich meist auf einen dieser Ansätze und beschäftigen selbst mit dieser Vereinfachung die weltweit besten Supercomputer oft monatelang für die Beantwortung begrenzter Fragestellungen. Aber die Modelle werden besser und die Rechner immer schneller.

Am IPP sind vor allem zwei numerische, nichtlineare Modelle im Einsatz, die beide von internationalen Teams unter Mitwirkung des IPP weiterentwickelt werden:

• JOREK basiert auf den magnetohydrodynamischen Gleichungen.
• GENE fokussiert sich auf Mikroturbulenzen in Plasmen.

„Durch das Zusammenspiel von Experimenten und Computermodellen haben wir beim Verständnis der H-Mode in den vergangenen Jahren viel gelernt“, erklärt Wolfrum. „Unsere experimentellen Ergebnisse vergleichen die Theoretiker mit ihren numerischen Modellen, bauen notwendige physikalische Verfeinerungen ein und erzielen dadurch wiederum Ergebnisse, die uns die Richtung für neue Experimente weisen.“

Bei diesen geht es auch immer um die Einstellung der Parameter Plasmadichte, Temperatur und Magnetfeld, die letztlich die Bewegung der Teilchen im Plasma bestimmen und bestimmte Moden, also Betriebsarten, erzeugen. Weil sich die Messtechnik in den letzten vier Jahrzehnten rasant verbessert hat, lassen sich Plasmen heute genauer vermessen als zur Zeit der Entdeckung der H-Mode, was hilft, den Plasmazustand besser zu beschreiben und zu verstehen.

Was die Forschenden inzwischen wissen: Es sind verscherte Strömungen mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten am Rand des Plasmas, so genannte Flow Shears, die bei der Entstehung der Randtransportbarriere eine entscheidende Rolle spielen. Diese Flow Shears reduzieren Turbulenzen am Plasmarand und führen so zu den spezifischen Eigenschaften der H-Mode.

Strategien zur Unterdrückung von Eruptionen am Plasmarand
Auch bei der Unterdrückung großer Edge Localised Modes – genannt Type-1-ELMs – ist die Wissenschaft zuletzt einen großen Schritt vorangekommen. So existieren zwei vielversprechende Strategien gegen die großen Energieeruptionen:

• Schwache magnetische Störfelder können ELMs im günstigsten Fall vollständig beseitigen. Dabei wird das ansonsten komplett achsensymmetrische Magnetfeld zum Einschluss des Plasmas leicht verformt, was allerdings die Energieeinschlusszeit um zehn bis 20 Prozent verringert. Seit 2011 erforscht das IPP an ASDEX Upgrade, wie diese Störfelder platziert werden müssen. Diese Methode ist besonders effektiv bei niedrigen Plasmadichten am Rand. Die Störfelder betragen dabei ein Promille des starken Toroidalfeldes.
• Die Entstehung von großen Type-I-ELMs lässt sich auch verhindern, indem man die Entstehung kleinerer unschädlicher ELMs fördert. Dafür wird die ansonsten elliptische Form des Plasmaquerschnitts mit Hilfe von Magneten in Richtung eines abgerundeten Dreiecks verformt. Die Plasmadichte am Rand wird erhöht. Indem man gezielt weitere Teilchen von außen ins Plasma bläst, treten dann mehrere tausend Mal pro Sekunde kleine Plasmaeruptionen am Rand auf, die die Gefäßwand nicht gefährden können.

„Durch die Erforschung der H-Mode nähern wir uns immer mehr Plasma-Betriebszuständen an, die für große Fusionsanlagen wie ITER am besten geeignet sind“, resümiert Prof. Elisabeth Wolfrum. Der inzwischen emeritierte H-Mode-Entdecker Prof. Friedrich Wagner freut sich über die völlig neuen Möglichkeiten, die die Fusionsanlage in Südfrankreich nach Fertigstellung bieten wird: „ITER wird ein Instrument sein, wie wir es noch nie auf der Erde hatten.“ Aus seiner Arbeit an ASDEX – und vor allem aus dem H-Mode-Jahr 1982 –hat er eines gelernt: „Fortschritt entwickelt sich nicht immer linear. Zwischendurch gibt es völlig unerwartet große Sprünge nach vorn. Das ist es, was Wissenschaft so spannend macht.“

Hintergrundinformation:
Neoklassische Transportmodelle: Die geladenen Teilchen in einem Plasma stoßen miteinander, sodass sie aus den Bahnen gelenkt werden, auf die sie im ungestörten Zustand die anliegenden Magnetfelder zwingen würden. Durch die speziell geformten Felder in Tokamaks kommt es typischerweise zu bananenförmigen Bahnen. Numerische Modelle auf dieser Basis berechnen den Weg einzelner Teilchen und im Kollektiv die Wärmeverluste aus dem Plasma.

Magnetohydrodynamik: In diesem Forschungsfeld wird die Wechselwirkung des angelegten Magnetfelds mit elektrischen Feldern der Teilchen im Plasma mit Hilfe eines makroskopischen Ansatzes berechnet. Statt einzelne Bahnen zu betrachten, geht es hier um Mittelwerte. Das Plasma wird quasi wie eine Flüssigkeit betrachtet.

Originalveröffentlichung von 1982:
Wagner, F.; et al.: Regime of Improved Confinement and High Beta in Neutral-Beam-Heated Divertor Discharges of the ASDEX Tokamak. Physical Review Letters 49, S. 1409 – 1412 (1982)

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• physikalische Grundlagenforschung

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Quelle: ESO.

20. April 2022. „Wir haben erstmalig ein Phänomen entdeckt und identifiziert, das wir als Mikronova bezeichnen“, erklärt Simone Scaringi, Astronom an der Durham University in Großbritannien, der die heute in Nature veröffentlichte Studie über diese Explosionen geleitet hat. „Dieses Ereignis stellt unser Verständnis davon in Frage, wie thermonukleare Explosionen in Sternen ablaufen. Bisher dachten wir, wir wüssten das, aber diese Entdeckung zeigt einen völlig neuen Mechanismus auf“, fügt er hinzu.

Mikronovae sind extrem starke Ereignisse, aber in astronomischen Maßstäben klein; sie sind viel weniger energiereich als die als Novae bekannten Sternexplosionen, die Astronomen seit Jahrhunderten kennen. Beide Arten von Explosionen ereignen sich auf Weißen Zwergen, toten Sternen mit einer Masse, die etwa der unserer Sonne entspricht, aber so klein wie die Erde sind.

Ein Weißer Zwerg in einem Doppelsternsystem kann seinem Begleitstern Material, vor allem Wasserstoff, entreißen, wenn sie nahe genug beieinander sind. Wenn dieses Gas auf die sehr heiße Oberfläche des Weißen Zwergsterns fällt, werden die Wasserstoffatome explosionsartig zu Helium fusioniert. Bei Novae finden diese thermonuklearen Explosionen auf der gesamten Sternoberfläche statt. „Solche Detonationen lassen die gesamte Oberfläche des Weißen Zwerges brennen und mehrere Wochen lang hell leuchten“, erklärt Mitautorin Nathalie Degenaar, Astronomin an der Universität von Amsterdam, Niederlande.

Mikronovae sind ähnliche Explosionen, die kleiner und schneller sind und nur einige Stunden dauern. Sie treten bei einigen Weißen Zwergen mit starken Magnetfeldern auf, die Material in Richtung der magnetischen Pole des Sterns schleudern. „Wir haben jetzt zum ersten Mal gesehen, dass die Wasserstofffusion auch lokal begrenzt stattfinden kann. An der Basis der Magnetpole einiger Weißer Zwerge kann der Wasserstoffbrennstoff festgehalten werden, so dass die Fusion nur an diesen Magnetpolen stattfindet“, sagt Paul Groot, Astronom an der Radboud Universität in den Niederlanden und Mitautor der Studie.

„Das führt dazu, dass Mikrofusionsbomben gezündet werden, die etwa ein Millionstel der Stärke einer Novaexplosion haben, daher der Name Mikronova“, so Groot weiter. Auch wenn der Begriff »mikro« vermuten lässt, dass es sich um kleine Ereignisse handelt, sollte man sich nicht täuschen: Ein einziger dieser Ausbrüche kann etwa 20 000 000 Billionen kg Material verbrennen, das entspricht etwa 3,5 Milliarden Cheops-Pyramiden von Gizeh.

( -> Wir verwenden Billionen für eine Million Millionen (1.000.000.000.000 oder 10¹²) und Milliarden für tausend Millionen (1.000.000.000 oder 10⁹). Das Gewicht der Cheops-Pyramide von Gizeh in Kairo, Ägypten beträgt etwa 5.900.000.000 kg).

Diese neuen Mikronovae fordern das Verständnis der Astronominnen und Astronomen über Sternexplosionen heraus und kommen möglicherweise häufiger vor als bisher angenommen. „Das zeigt, wie dynamisch das Universum ist. Diese Ereignisse können tatsächlich recht häufig vorkommen, aber weil sie so schnell sind, ist ihre Beobachtung schwierig“, erklärt Scaringi.

Das Team stieß zum ersten Mal auf diese mysteriösen Mikroexplosionen, als es die Daten des Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) der NASA analysierte. „Bei der Durchsicht der von NASA TESS gesammelten astronomischen Daten entdeckten wir etwas Ungewöhnliches: einen hellen optischen Lichtblitz, der einige Stunden anhielt. Bei der weiteren Suche fanden wir mehrere ähnliche Signale“, sagt Degenaar.

Das Team beobachtete mit TESS drei Mikronovae: zwei davon stammten von bekannten Weißen Zwergen, aber der dritte erforderte weitere Beobachtungen mit dem X-Shooter-Instrument am VLT der ESO, um seinen Status als Weißer Zwerg zu bestätigen.

„Mit Hilfe des Very Large Telescope der ESO konnten wir feststellen, dass alle diese optischen Blitze von Weißen Zwergen erzeugt wurden“, sagt Degenaar. „Diese Beobachtung war entscheidend für die Interpretation unserer Ergebnisse und für die Entdeckung der Mikronovae“, fügt Scaringi hinzu.

Die Entdeckung der Mikronovae erweitert das Repertoire der bekannten Sternexplosionen. Das Team möchte nun weitere dieser schwer zugänglichen Ereignisse erfassen, was groß angelegte Durchmusterungen und schnelle Folgemessungen erfordert. „Die schnelle Reaktion von Teleskopen wie dem VLT oder dem New Technology Telescope der ESO und die Vielzahl der verfügbaren Instrumente werden es uns ermöglichen, diese mysteriösen Mikronovae im Detail zu entschlüsseln“, so Scaringi abschließend.

Die Übersetzungen von englischsprachigen ESO-Pressemitteilungen sind ein Service des ESO Science Outreach Network (ESON), eines internationalen Netzwerks für astronomische Öffentlichkeitsarbeit, in dem Wissenschaftler und Wissenschaftskommunikatoren aus allen ESO-Mitgliedsländern (und einigen weiteren Staaten) vertreten sind. Deutscher Knoten des Netzwerks ist das Haus der Astronomie in Heidelberg.

Links

• Forschungsartikel (Nature)
• Folgeartikel (MNRAS)
• Fotos vom VLT

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• Weisse Zwerge

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Quelle: Johannes Gutenberg-Universität Mainz.

Die Europäische Physikalische Gesellschaft (EPS) hat heute bekannt gegeben, dass sie den „Giuseppe und Vanna Cocconi-Preis 2021“ an die Borexino-Kollaboration vergeben wird: Damit würdigt sie deren bahnbrechende Beobachtungen von solaren Neutrinos, die als Botschafter verschiedener Kernfusionsprozesse in der Sonne dienen. Durch ihre Arbeiten konnte die Borexino-Kollaboration, zu der auch Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler des Exzellenzclusters PRISMA+ der Johannes Gutenberg-Universität Mainz zählen, zahlreiche Informationen über die beiden im Inneren der Sonne ablaufenden Fusionsprozesse gewinnen – die Proton-Proton-Reaktion und den so genannten CNO-Zyklus. Die Preisverleihung findet im Rahmen der diesjährigen virtuellen „European Physical Society Conference on High Energy Physics“ (EPS-HEP-Konferenz) am 26. Juli 2021 statt.

Um Energie zu erzeugen, wandelt die Sonne als gigantischer Fusionsreaktor kontinuierlich Wasserstoff in Helium um – diesen Prozess bezeichnen Forscher auch als Wasserstoffbrennen. Dabei nutzt die Sonne im Wesentlichen zwei Wege: Die Proton-Proton-Reaktion (pp-Reaktion) startet mir der direkten Verschmelzung zweier Wasserstoffkerne und über die Zwischenstufe Deuterium entsteht schließlich Helium. An der zweiten Reaktionskette sind hingegen die schwereren Elemente Kohlenstoff (C), Stickstoff (N) und Sauerstoff (O) beteiligt. Sie wird daher als CNO-Zyklus oder auch Bethe-Weizsäcker-Zyklus bezeichnet. Während in leichten Sternen wie der Sonne die pp-Reaktion dominiert, ist der CNO-Zyklus in schweren und heißeren Sternen der Hauptprozess zur Energiegewinnung.

Botschafter aus dem Sonnenfeuer
Bei allen Fusionsprozessen im Innern der Sonne entstehen neben Helium und gewaltigen Mengen Energie, die die Sterne leuchten lässt, auch unzählige Neutrinos. Milliardenfach erreichen sie die Erde und durchdringen sie normalerweise ungehindert. Das Borexino-Experiment kann solche Neutrinos aufspüren und analysieren. Während die Kollaboration in den letzten Jahren Neutrinos aus mehreren Reaktionen entlang der pp-Kette nachweisen konnte, hat sie kürzlich explizit Neutrinos aus dem CNO-Zyklus identifiziert, die im Vergleich deutlich weniger zahlreich sind. Damit hat sie den ersten experimentellen Beweis für das Auftreten des CNO-Zyklus in der Sonne erbracht. Mehr noch: Die Ergebnisse ebnen darüber hinaus den Weg für ein besseres Verständnis der elementaren Zusammensetzung des Sonnenkerns insbesondere im Hinblick darauf, wie häufig neben Wasserstoff und Helium schwerere Elemente wie eben Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff im Sonnenplasma zu finden sind – Forscher sprechen hier von der „Metallizität“.

„Wir haben durch unser Experiment inzwischen ein recht vollständiges Bild von den Vorgängen im Sonneninneren bekommen“, sagt Prof. Dr. Michael Wurm, Neutrinophysiker bei PRISMA+ und Mitglied der Borexino-Kollaboration. „Das ist der gemeinsame Verdienst von zahlreichen Kolleginnen und Kollegen aus aller Welt. Dass dies nun mit dem Guiseppe und Vanna Cocconi Preis gewürdigt wird, freut mich sehr.“

Über den Borexino-Detektor
Der Borexino-Detektor sammelt seit 2007 Daten zu den solaren Neutrinos. Er befindet sich im größten unterirdischen Labor der Welt, den Laboratori Nazionali del Gran Sasso in Italien. Das Herzstück des Borexino-Detektors ist ein extrem dünnwandiger, kugelförmiger Nylonballon, der 280 Tonnen einer speziellen Szintillatorflüssigkeit enthält. Nur einige hundert Mal am Tag kommt es vor, dass ein Neutrino mit dem Detektormaterial wechselwirkt. Dann entstehen winzige Lichtblitze, die von rund 2.000 extrem empfindlichen Photosensoren erfasst werden.

Um sicher zu gehen, dass die detektierten Signale tatsächlich von Neutrinos stammen, müssen die Wissenschaftler andere mögliche Signalquellen ausschalten oder bei der Datenanalyse herausfiltern – vor allem die natürliche Radioaktivität und die Störung durch kosmische Strahlung, hier vor allem Myonen. Denn obwohl sich der Tank abgeschirmt unter einer 1.400 Meter dicken Gesteinsschicht im Gran-Sasso-Bergmassiv in der Nähe von Rom befindet, können einige Myonen ihn dennoch erreichen. Durch radioaktive Zerfälle können sie Signale hervorrufen, die sich auf den ersten Blick nicht von einem echten Neutrinosignal unterscheiden lassen. Die Spezialität der Mainzer Gruppe in der Borexino-Kollaboration ist es, ausgeklügelte Analysetechniken zu entwickeln, die helfen, solche Untergrund-Ereignisse zu unterdrücken, um so die seltenen Neutrinosignale sicher identifizieren zu können.

Über den Guiseppe und Vanna Cocconi Preis
Die EPS vergibt den „Guiseppe und Vanna Cocconi Preis“ seit 2011 alle zwei Jahre. Mit dem Preis zeichnet sie einen herausragenden Beitrag zur Astroteilchenphysik und Kosmologie aus den letzten fünfzehn Jahren aus. Der Preis wird für experimentelle, theoretische oder technologische Arbeiten vergeben, ausgezeichnet werden eine oder mehrere Einzelpersonen oder eine oder mehrere Kollaborationen.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

• JGU: Erstmals solare CNO-Neutrinos beobachtet (25. November 2020)
• Borexino-Experiment: Neue Daten zu Geoneutrinos (22. Januar 2020)

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• Neutrinos

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Quelle: HZDR – Helmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf.

Die Wissenschaftler*innen im Bereich der nuklearen Astrophysik wollen die Entstehung der Elemente im Universum seit Anbeginn der Zeit erklären. Die dabei erdachten Modelle fußen auf Kenngrößen, die sie aus Messdaten gewinnen, etwa die kosmische Dichte der aus Atomen aufgebauten Materie oder die Häufigkeit der Elemente im All. Eine wichtige Rolle spielen hier die Reaktionen leichter Atomkerne miteinander, unmittelbar nach dem Urknall. Ein Team unter führender Beteiligung des Helmholtz-Zentrums Dresden-Rossendorf (HZDR) hat nun, wie das Fachmagazin Nature (DOI: 10.1038/s41586-020-2878-4) berichtet, eine der zentralen Reaktionen mit bisher unerreichter Genauigkeit untersucht: die Fusion eines Wasserstoffkerns, dem Proton, mit dem Kern des Wasserstoffisotops Deuterium.

Die Astrophysiker*innen aus Italien, Deutschland, Schottland und Ungarn haben am Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics (LUNA) am Gran Sasso d’Italia diese Schlüsselreaktion der sogenannten primordialen Nukleosynthese untersucht. „So bezeichnen wir die Abfolge von Kernaufbaureaktionen, die zur Entstehung der leichtesten chemischen Elemente geführt hat, nur Sekunden nach dem Urknall. Bei dem von uns konkret untersuchten Prozess wird der Kern des Wasserstoffisotops Deuterium mit einem Proton beschossen. Dabei entsteht Helium-3, ein stabiles Helium-Isotop, sowie ein Gammaquant, das wir mit unserem Reinstgermanium-Detektor nachweisen können“, erläutert Doktorand Klaus Stöckel vom Institut für Strahlenphysik am HZDR das experimentelle Vorgehen.

Die Forscher*innen waren vor allem am sogenannten Wirkungsquerschnitt der Reaktion interessiert, der Auskunft über die Wahrscheinlichkeit ihres Auftretens gibt. Diesen Parameter haben sie nun mit beispielloser Präzision bestimmt. Zuvor hatte es nur wenige Daten im Bereich der Teilchenenergien gegeben, die für Reaktionen kurz nach dem Urknall relevant sind. Außerdem war die dabei erzielte Messunsicherheit zu hoch, um bei der Modellierung der Prozesse verlässlich genutzt werden zu können.

Primordiales Nuklearzeitalter: Synthese-Kickstart im Ur-Kosmos
Protonen und Neutronen, die Bausteine aller chemischen Elemente, entstanden in den ersten Sekundenbruchteilen nach dem Urknall. Als sich das Universum weiter ausdehnte und dabei abkühlte, bildete sich zunächst Deuterium, schwerer Wasserstoff. In weiteren Reaktionen entstanden andere Atomkerne wie Helium-3 und Helium-4. Drei Minuten nach dem Urknall bestand das Universum aus rund 75 Prozent Wasserstoff und 25 Prozent Helium-4, mit Spuren anderer leichter Elemente.

An diesem Verhältnis hat sich im Wesentlichen bis heute nichts geändert. Die erstaunlich genaue Vorhersage dieser Verteilung durch die Theorie der primordialen Nukleosynthese ist gleichzeitig eines der stärksten Argumente für ihre Richtigkeit: Sie bildet heute eins der Fundamente des Standardmodells der Kosmologie, das unsere Vorstellungen von der Entwicklung des Universums vereint.

In der kosmischen Stille des Gran Sasso
Um Wirkungsquerschnitte von Urknall-relevanten Kernreaktionen genau messen zu können, benötigen die Astrophysiker*innen eine effiziente Abschirmung vor kosmischer Strahlung, deren Hintergrundsignale die Ergebnisse verfälschen können. Das gelingt im unterirdischen LUNA-Labor am Gran Sasso. Das sich 1400 Meter über der Einrichtung auftürmende Sedimentgestein der Abruzzen bietet ideale Bedingungen für das Experiment: Hier können die Wissenschaftler*innen ungestört von äußeren Strahlungseinflüssen Prozesse nachstellen, die während der ersten Kernverschmelzungen des Universums abliefen.

Das LUNA-Team hat mit seinen Messungen die Uhr bis auf wenige Minuten nach der Geburt unseres Universums zurückgedreht: „Die Menge des gebildeten primordialen Deuteriums wird hauptsächlich durch die Fusionsreaktion bestimmt, die wir hier in ausgedehnten Messkampagnen untersucht haben. Die ermittelte Dichte der gewöhnlichen, aus Protonen und Neutronen bestehenden Materie stimmt hervorragend mit Werten überein, die Astrophysikerinnen und Astrophysiker zuvor aus ganz andersartigen Methoden ableiten konnten, wie etwa aus der Vermessung der kosmischen Hintergrundstrahlung oder der Untersuchung der Deuterium-Häufigkeit in bestimmten Wasserstoffgaswolken“, fasst HZDR-Projektleiter Dr. Daniel Bemmerer zusammen.

Die Ergebnisse der Studie ermöglichen es den Forscher*innen nun, eine genaue Bestimmung der Dichte der gewöhnlichen Materie im Universum vorzunehmen, die alles umfasst, was wir kennen – einschließlich des Lebens auf unserem Planeten. Laut aktuellem Wissensstand macht gewöhnliche Materie demnach fünf Prozent des Gesamtuniversums aus – die verbleibenden 95 Prozent werden unsichtbarer dunkler Materie und dunkler Energie zugerechnet.

Das Team wird seine wissenschaftliche Tätigkeit im nächsten Jahrzehnt mit dem LUNA-MV-Projekt fortsetzen, das sich auf die Untersuchung von Schlüsselreaktionen konzentriert, die für das Verständnis der chemischen Zusammensetzung des Universums und der Nukleosynthese der schweren Elemente wichtig sind. Die Wissenschaftler*innen setzen dabei auch auf komplementäre Experimente im Untertagelabor Felsenkeller, das vom HZDR und der TU Dresden gemeinsam betrieben wird.

Die Arbeiten wurden durch die Deutsche Forschungsgemeinschaft gefördert.

Text: Dr. Bernd Schröder

Publikation:
V. Mossa, K. Stöckel, F. Cavanna, F. Ferraro, M. Aliotta, F. Barile, D. Bemmerer, A. Best, A. Boeltzig, C. Broggini, C. G. Bruno, A. Caciolli, T. Chillery, G. F. Ciani, P. Corvisiero, L. Csedreki, T. Davinson, R. Depalo, A. Di Leva, Z. Elekes, E. M. Fiore, A. Formicola, Zs. Fülöp, G. Gervino, A. Guglielmetti, C. Gustavino, G. Gyürky, G. Imbriani, M. Junker, A. Kievsky, I. Kochanek, M. Lugaro, L. E. Marcucci, G. Mangano, P. Marigo, E. Masha, R. Menegazzo, F. R. Pantaleo, V. Paticchio, R. Perrino, D. Piatti, O. Pisanti, P. Prati, L. Schiavulli, O. Straniero, T. Szücs, M. P. Takács, D. Trezzi, M. Viviani, S. Zavatarelli, The baryon density of the Universe from an improved rate of deuterium burning, in Nature, 2020 (DOI:10.1038/s41586-020-2878-4)

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• Urknall

Der Beitrag HZDR: Zeitreise zum Urknall erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Erstellt von Thomas Weyrauch. Quelle: American Association for the Advancement of Science (AAAS), The Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics at Peking University (KIAA-PKU), The Ohia State University (OSU)

Das Teleskopsystem mit der Bezeichnung All Sky Automated Survey for SuperNovae (ASAS-SN), bestehend aus einem Verbund aus acht Teleskopen mit einem Durchmesser von jeweils 14 Zentimetern an Standorten in Chile und Hawaii ist gemäß seiner Bezeichnung in der Lage, am Nachthimmel vollautomatisch nach Supernovae zu suchen und ihn alle zwei bis drei Tage vollständig abzutasten.

Sterne sind gewissermaßen atomare Öfen, in ihren Kernen wird aus Wasserstoff kontinuierlich Helium fusioniert. Bei einem Stern, der eine größere Masse als das etwa Achtfache unserer Sonne hat, führt das Ausgehen von Wasserstoff als Brennmaterial für das nukleare Fusionsfeuer unweigerlich zum Zusammenbruch. Bei einem solchen Kollaps entstehen Temperaturen, die hoch genug sind, dass durch Kernfusion auch schwere Elemente gebildet werden können.

Auf den Zusammenbruch folgt eine Gegenbewegung, die letztlich in einer spektakulären Explosion, einer Supernova, endet. Supernovae können dank der bei den enormen, bei der Explosion freiwerden Energiemengen so hell leuchten wie ganze Galaxien, im Unterschied zu letzteren aber nur für eine geringe Zeitspanne.

Die aktuell bekannt gemachte Entdeckung erfolgte im Juni 2015. Die in rund 3,8 Milliarden Lichtjahren Entfernung beobachtete Supernova wird jetzt als ASAS-SN-15lh bezeichnet. Das Maximum ihrer Leuchtkraft überstieg die durchschnittliche Leuchtkraft unserer Milchstraße um das fünfzig-fache. (Auf Grund der riesigen Entfernung ist die Supernova trotz allem nicht mit dem nackten Auge zu beobachten).

Die Leuchtkraft unserer Sonne wurde bei dem Ereignis um das rund 570-Milliarden-fache übertroffen. Die Leuchtkraft unserer gesamten Galaxie, der Milchstraße, mit ihren über 100 Milliarden Sternen wurde um das etwa zwanzigfache übertroffen.

Nur kurze Zeit nach der Entdeckung der Supernova war eine Anzahl weiterer am Erdboden und im Weltraum stationierter Teleskope auf die entsprechende Himmelsregion ausgerichtet.

Eine konzertierte Beobachtungskampagne förderte zum Beispiel zu Tage, dass die Energie, die von der Supernova in den ersten vier Monaten seit ihrer Entdeckung abgestrahlt wurde, einem Wert entspricht, für dessen Erreichung unsere Sonne in ihrem derzeitige Zustand rund 90 Milliarden Jahre lang leuchten müsste.

Spektren der Explosion, die eine Arbeitsgruppe der Carnegie Observatories aus den Vereinigten Staaten von Amerika mit dem 2,5-Meter-Irénée du Pont-Teleskop in Chile aufgezeichnet hat, lieferten Informationen zu den chemischen Elementen, die die Supernova ins All geschleudert hat. Zum Erstaunen der beteiligten Astronomen ähneln die Daten keinen anderen zu den rund 200 Supernovae, die die Arbeitsgruppe bis dato entdeckt hat.

Am Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics (KIAA) der Universität Peking ging man der Sache auf den Grund. Nicht jede gebuchte Beobachtungszeit bei verschiedenen angefragten Observatorien konnte wetterbedingt und wegen technischer Schwierigkeiten genutzt werden, doch schließlich standen weitere Spektren zur Verfügung, die sich auswerten ließen.

Bei der Begutachtung der Daten ergab sich eine gewisse Nähe zu der vorher stärksten jemals beobachteten Supernova namens iPTF13ajg. Die neue Supernova scheint hinsichtlich einiger Kriterien zu einer Klasse zu gehören, die „hydrogen-poor SLSN“ für wasserstoffarme extrem leuchtstarke Supernovae genannt wird.

Die Beobachtungsdaten zu ASAS-SN-15lh beschäftigen Theoretiker derzeit besonders, weil sie ein verwirrendes Bild zeichnen.

Bei einer „hydrogen-poor SLSN“ entsteht nach dem Aufbrauchen des Fusionsbrennstoffs in einem alten Stern, dem Zusammenbruch und der folgenden Explosion ein schnell rotierender Neutronenstern mit extrem starken Magnetfeldern – ein sogenannter Magnetar.

Der Theorie zufolge ist es dann die starke magnetische Energie, die ausgehend vom Magnetar die sich im All weiter ausbreitende Explosion mit zusätzlicher Energie versorgt und für ihre ungewöhnliche Helligkeit verantwortlich ist.

Die bei ASAS-SN-15lh beobachteten Energien sind aber derartig groß, dass das Szenario mit einem Magnetar als Energielieferant in Frage steht. Ein passender Magnetar müsste sich mindestens 1.000 Mal pro Sekunde um die eigne Achse drehen und die Rotationsenergie mit einem Wirkungsgrad zu annähernd 100 Prozent umsetzen. Ein solcher Millisekunden-Magnetar wäre ein Extremfall innerhalb dessen, was Wissenschaftler derzeit als physikalisch möglich betrachten.

Ursache für das erreichte Energieniveau könnte auch der Tod eines extrem großen schweren Sterns sein, eines Objekts, das in den erforderlichen Ausmaßen bisher nicht für möglich gehalten wurde.

Man hatte gemäß der Theorie zu „hydrogen-poor SLSN“ außerdem erwartet, dass entsprechende Supernovae in nur schwach leuchtenden Zwerggalaxien mit vielen jungen Sternen auftreten würden. ASAS-SN-15lh zeigte sich aber vermutlich in einer großen, hellen Galaxie.
Bisher beobachte „hydrogen-poor SLSN“ geschahen sämtlich in schwach leuchtenden Zwerggalaxien. Sie erreichten weder die extreme Leuchtkraft noch die besonders hohe Temperatur von ASAS-SN-15lh.

Weitere Beobachtungen werden helfen, die Frage zu klären, ob die Supernova tatsächlich im unterstellten Gebiet auftrat, oder doch in einer Zwerggalaxie, deren Existenz bisher auf Grund einer großen Nähe zur hellen, großen Nachbargalaxie nicht auf dem Beobachtungsweg nachgewiesen werden konnte. Dabei soll unter anderem das Weltraumteleskop Hubble zum Einsatz kommen.

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• Supernovae

Der Beitrag ASAS-SN-15lh: Hellste bisher beobachtete Supernova erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Hans Lammersen. Quelle: University of Washington, Space.com, MSNW.

Die Entwicklung eines Nuklearantriebes ist auch ein Schwerpunkt des NIAC-Programmes der NASA NIAC steht für NASA Innovative Advanced Concept. Dieses Programm ist hervorgegangen aus dem 1997 von der NASA gegründeten Institute for Advanced Concepts, welches zukünftige Konzepte für die Luft- und Raumfahrt entwickeln sollte (das in der Öffentlichkeit bekannteste neue Konzept war der Weltraumlift). Dieses Institut wurde 2007 geschlossen, das Programm aber 2011 wieder aufgenommen, diesmal in Form von Fördergeldern, die an Firmen vergeben werden, die in diese Richtungen forschen.

Eine dieser Firmen ist MSNW, 1994 gegründet, deren Vorsitzender der Universitätsprofessor John Slough ist, einer der führenden Experten auf dem Gebiet der Fusionsantriebe. Mit Anthony Pancotti hat nun ein weiterer Vertreter dieser Firma Ende September einen Fusionsantrieb vorgestellt. Mit Hilfe dieses Antriebes könnte man die Flugzeiten nach den Worten Pancottis auf folgende Werte reduzieren: 83 Tage für den Hinflug, 30 Tage an der Oberfläche und 97 Tage für den Rückflug, so dass man auf insgesamt 210 Tage für die komplette Mission käme.

Dabei käme ein Fusionsantrieb zum Einsatz, bei dem ein Plasma aus Deuterium und Tritium in eine Kammer gespritzt wird. Dort legen sich durch Metallringe induzierte Magnetfelder um das Plasma, komprimieren es und bringen es so zur Fusion.

Die Wissenschaftler um Slough und Pancotti wiesen in ihrer Präsentation darauf hin, dass die Technik im Labor bereits beherrscht würde. Sie halten dieses Antriebssystem für das „simpelste, unkomplizierteste, preiswerteste Fusionsantriebskonzept, welches man sich vorstellen kann.“ (Pancotti).

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• Fusionsantrieb

Der Beitrag Mit Fusionsantrieb zum Mars? erschien zuerst auf Raumfahrer.net.