Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie.

17. Februar 2022 – Die Forscher und Forscherinnen konnten sechs Verschmelzungen identifizieren, inklusive eines bislang unbekannten Ereignisses, das von den Forscher*innen auf den Namen „Pontus“ getauft wurde. Die neuen Ergebnisse sind ein wichtiger Schritt auf dem Weg zur Rekonstruktion der Milliarden Jahre währenden Geschichte unserer Galaxie. Die Ergebnisse wurden in der Zeitschrift Astrophysical Journal veröffentlicht.

Auf künstlerischen Darstellungen der Milchstraße sieht unsere Heimatgalaxie wie eine leuchtende Scheibe aus Sternen aus. Einige davon bilden ein Muster wirbelnder Spiralarme. Weniger auffällig, aber dennoch interessant, ist der stellare Halo unserer Galaxie: eine riesige kugelförmige Region aus Sternen, die die gesamte galaktische Scheibe samt umliegender Regionen umgibt. Nach unserem derzeitigen Wissen zur Entstehung und Entwicklung der Milchstraße finden sich in diesem Halo die ältesten Sterne in unserer Galaxie.

Der stellare Halo ist dabei so etwas wie ein Archiv der Wechselwirkungen unserer Heimatgalaxie mit ihrer Umgebung. Von Zeit zu Zeit kommt eine kleinere Galaxie der Milchstraße so nahe, dass die Schwerkraft unserer Heimatgalaxie sie einfängt. Die Schwerkraft unserer eigenen Galaxie wirkt dabei stärker auf diejenigen Teile der eingefangenen Galaxie, die uns näher sind, und schwächer auf diejenigen Teile, die weiter entfernt sind. Durch dieses ungleiche Ziehen wird dir eingefangene Galaxie zu einem länglichen Strom von Sternen und Gas auseinandergezogen, der als Sternstrom bezeichnet wird. Dieser Sternstrom umkreist dann weiterhin den Halo, auch wenn sich seine Sterne im Laufe der kommenden Milliarden Jahre immer mehr verlaufen.

Der Weg zur Verschmelzungs-Karte
Weitere Bestandteile der kleineren Galaxie dürften ebenfalls in unserem Halo erhalten geblieben sein. Galaxien enthalten so genannte Kugelsternhaufen: kompakte Haufen von (meist älteren) Sternen, die durch ihre gegenseitige Schwerkraft stark aneinander gebunden sind. Außerdem werden Galaxien normalerweise von noch kleineren Satellitengalaxien umkreist. Kugelsternhaufen und Satellitengalaxien einer kleineren Galaxie, die mit der Milchstraße verschmolzen ist, landen ebenfalls im Halo der Milchstraße.

Die neue Studie unter der Leitung von Khyati Malhan, einem Postdoktoranden am Max-Planck-Institut für Astronomie [MPIA], ist ein ehrgeiziger Versuch, Daten über Sternströme, Kugelsternhaufen und Satellitengalaxien zusammenzuführen, um auf diese Weise einen umfassenden „Verschmelzungsatlas“ für die Milchstraße zu erstellen: eine Karte, die zeigt, welche der sichtbaren Objekte Überbleibsel welcher Verschmelzungen sind, die unsere Heimatgalaxie durchgemacht hat.

Genaue Daten von der ESA-Mission Gaia
Die Analyse war nur möglich, weil vor kurzem ein einzigartiger Datensatz verfügbar wurde: die Vorab-Version des Data Release 3 (Early Data Release 3, EDR3) der Gaia-Mission der ESA. Die 2013 gestartete Gaia-Mission, deren erste Daten 2016 veröffentlicht wurden, liefert sogenannte astrometrische Daten für mehr als eine Milliarde Sterne, vor allem sehr genaue Positionen sowie Informationen über die Veränderungen der Sternposition am Himmel mit der Zeit („Eigenbewegung“).

Mit Hilfe der Gaia-Daten konnte die Zahl der bekannten Sternströme bereits von rund 25 auf rund 50 verdoppelt werden. Sternströme sind am Nachthimmel nicht ohne Weiteres zu erkennen. Schaut man sich Bilder von Himmelsregionen an, auf denen die Sterne eines Sternstroms mit zu sehen sind, ist ohne eine weitergehende Analyse oft gar nicht zu erkennen, dass dort ein Sternstrom vorhanden ist. Aber die Daten von Gaia für die Eigenbewegung von Milliarden von Sternen am Himmel, die in der zweiten Datenfreigabe (DR2) durch so genannte Radialgeschwindigkeitsmessungen für 7 Millionen Sterne ergänzt wurden (ein Maß für die Bewegung eines Sterns auf uns zu oder von uns weg), ermöglichen die Rekonstruktion der Bewegung von Sternen. Und nahe beieinander liegende Sterne, die sich außerdem in etwa in die gleiche Richtung bewegen, sind ein verräterisches Indiz dafür, dass jene Sterne Teil ein und desselben Sternstroms sind.

Wirkungsvariable und eine systematische Analyse
Die Arbeit von Malhan und seinen Kollegen und Kolleginnen nutzt Gaia-Daten nicht für einzelne Sterne, sondern um die Bewegung der Sternströme, Kugelsternhaufen und Satellitengalaxien im stellaren Halo zu rekonstruieren. Die Forscher und Forscherinnen fanden die notwendigen Daten mit der für ihre Rekonstruktion erforderlichen Genauigkeit im Early Data Release 3 (EDR3) der Gaia-Mission, der am 3. Dezember 2020 veröffentlicht wurde.

Es gibt mehrere Möglichkeiten, die Bewegung in einem Gravitationspotenzial zu beschreiben, aber eine bestimmte Gruppe von Größen, sogenannte „Wirkungsvariablen“, erwies sich als besonders geeignet für die vorliegende Aufgabe. Die Wirkungsvariablen ähneln bekannten physikalischen Größen wie Energie oder Drehimpuls, die sich aus der Bewegung eines Objekts errechnen lassen, sind allerdings deutlich abstrakter. Sie haben einen entscheidenden Vorteil: Verschmilzt eine kleinere Galaxie mit der Milchstraße, dann sind sich die Werte der Wirkungsvariablen für alle beteiligten Komponenten – Sterne, Satelliten, Kugelsternhaufen – untereinander sehr ähnlich, und das über den gesamten Ablauf des Verschmelzungsprozesses hinweg. Eine Auswertung der Wirkungsvariablen kann deswegen umgekehrt Aufschluss darüber geben, welche Objekte ursprünglich Teil derselben Galaxie und damit desselben Verschmelzungsprozesses waren.

Eine Verschmelzung namens Pontus
Die Forscher und Forscherinnen berechneten aus den Gaia EDR3-Daten die Werte der Wirkungsvariablen für insgesamt 170 Kugelsternhaufen, 41 Sternströme und 46 Satellitengalaxien. Ganze 62 der Objekte konnte ihre statistische Analyse tatsächlich insgesamt sechs verschiedenen Verschmelzungen zuordnen, von denen fünf bereits bekannt waren: Sagittarius, Cetus, Gaia-Sausage/Enceladus, LMS-1/Wukong und Arjuna/Sequoia/I’itoi.

Aber auch eine vorher nicht bekannte Verschmelzung entdeckten die Forscher und Forscherinnen dabei. Sie gaben der Verschmelzung und der dabei beteiligten kleineren Galaxie den Namen Pontus. Die kleinere Galaxie Pontus, die mit unserer verschmolz, bewegte sich dabei entgegengesetzt zur Rotation der Milchstraßenscheibe, und das bei vergleichsweise geringer Energie. Das könnte darauf hindeuten, dass diese spezielle Verschmelzung schon sehr lange her ist.

Verschmelzung mit einer metallarmen Galaxie
Die Analyse lieferte außerdem neue Daten über eine bereits zuvor bekannte Verschmelzung: Sie zeigte, dass drei bereits zuvor bekannte Sternströme tatsächlich ein Teil der LMS-1/Wukong-Verschmelzung waren, die 2020 entdeckt wurde. Interessanterweise sind dies die „metallärmsten“ Sternströme, die wir kennen. Dabei muss man wissen: Metalle sind im Sprachgebrauch der Astronomie alle Elemente, die schwerer als Wasserstoff und Helium sind. Enthielt die Vorläufergalaxie nur sehr wenige dieser schwereren Elemente, dann ist wahrscheinlich, dass sie bereits sehr früh in der kosmischen Geschichte entstand. (Die Verschmelzung jener Galaxie mit unserer Milchstraße könnte allerdings auch erst sehr viel später stattgefunden haben.)

Für die übrigen 195 Objekte gibt es mehrere Möglichkeiten. Diese Objekte könnten Teil deutlich kleinerer Galaxien gewesen sein, die mit der Milchstraße verschmolzen sind und keine größeren Objektgruppen zurückgelassen haben. Sie könnten auch ein Hinweis auf die Grenzen der verwendeten Methode sein. Dafür spricht, dass die Forscher einen Kandidaten für eine siebte Verschmelzung durch direktes Nachschauen in ihrem Wirkungsvariablen-Diagramm fanden, während die automatische Auswertung diese und zwei andere, vorher bereits bekannte Verschmelzungen übersehen hatte. Letztlich braucht es offenbar mehrere sich ergänzende Ansätze, um die kosmische Geschichte unserer Heimatgalaxie zu rekonstruieren. Aber alles in allem machen die sechs automatisch nachgewiesenen Verschmelzungen (plus der zusätzliche Kandidat) den Großteil der geschätzten neun bis zehn Verschmelzungen mit massereicheren Galaxien aus, die unsere Heimatgalaxie in ihrem bisherigen Leben überhaupt durchgemacht hat.

Nächste Schritte
Die jetzt neu veröffentlichte Analyse liefert dabei noch keine Rekonstruktion der kosmischen Ereigniskette – sagt also nichts darüber aus, in welcher Reihenfolge die Verschmelzungen stattfanden. Diese Reihenfolge planen die Forscher und Forscherinnen in einem nächsten Schritt herauszufinden, indem sie die möglichen Abfolgen der Verschmelzungen simulieren. Klappt alles wie geplant, dann sollte der Vergleich zwischen den Ergebnissen dieser Simulationen einerseits und den verfügbaren Daten andererseits zeigen, wie sich der stellare Halo unserer Galaxie in den letzten Milliarden Jahren mehr und mehr gefüllt hat – ein Verschmelzungsereignis nach dem anderen.

Hintergrundinformationen
Die hier beschriebenen Ergebnisse wurden als K. Malhan et al., „The Global Dynamical Atlas of the Milky Way mergers: constraints from Gaia EDR3 based orbits of globular clusters, stellar streams and satellite galaxies“ im Astrophysical Journal veröffentlicht.

Die beteiligten MPIA-Wissenschaftler sind Khyati Malhan und Nicolas Martin (außerdem Université de Strasbourg) in Zusammenarbeit mit Rodrigo A. Ibata (Université de Strasbourg), Sanjib Sharma (Sydney Institute for Astronomy), Benoit Famaey (Université de Strasbourg) und anderen.

Publikation
The Global Dynamical Atlas of the Milky Way mergers:
constraints from Gaia EDR3 based orbits of globular clusters, stellar streams and satellite galaxies
https://arxiv.org/abs/2202.07660
pdf.: https://arxiv.org/pdf/2202.07660

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• Die Milchstraße

Der Beitrag Kartiert: Galaxien, die unsere Milchstraße sich über die letzten Milliarden Jahre hinweg einverleibt hat erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie.

4. August 2020 – Einem internationalen Team von Astronomen unter Beteiligung von Gisela Ortiz-Leon vom Bonner Max-Planck-Institut für Radioastronomie ist es gelungen, einen saturnähnlichen extrasolaren Planeten in einer Umlaufbahn um einen massearmen kühlen Stern nachzuweisen, und zwar anhand der systematischen Bewegung („wobbling“) des Sterns, hervorgerufen durch die Gravitation des Planeten. Es ist das erste Mal, dass diese Technik mit Beobachtungen bei Radiowellenlängen erfolgreich angewendet werden konnte. Für ihre Beobachtungen setzten die Forscher ein Netzwerk von Radioteleskopen ein, die zu einem virtuellen Teleskop von kontinentaler Ausdehnung zusammengeschaltet wurden. Möglich gemacht wurde die Entdeckung durch die extrem präzise Vermessung der Sternpositionen, die nur mit einem derartigen Radioteleskopnetzwerk erzielt werden konnten.

Ein aufregender Aspekt bei der Entdeckung liegt darin, dass der Planet mit der Bezeichnung TVLM 513b eine vergleichbare Masse wie Saturn hat, jedoch eine Umlaufbahn ähnlich wie die von Merkur im Sonnensystem. Nur eine Handvoll extrasolarer Planeten mit ähnlichen Eigenschaften wie TVLM 513b sind bisher um derart massearme kühle Sterne nachgewiesen worden. Alternative Techniken zur Planetensuche sind bei diesen kühlen Zwergsternen wegen der Lichtschwäche dieser Objekte nur schwer anzuwenden. Dadurch können Radiobeobachtungen zu einem mächtigen und ergänzenden Werkzeug bei der Suche nach extrasolaren Planeten werden und eine Vielzahl weiterer Entdeckungen ermöglichen.

Die Ergebnisse werden in der aktuellen Ausgabe der Fachzeitschrift „Astronomical Journal“ veröffentlicht.

Mit dem extrem scharfen “Radioblick“ des „Very Long Baseline Array” (VLBA), dessen Einzelteleskope sich über den gesamten amerikanischen Kontinent erstrecken, haben Astronomen einen Planeten von Saturngröße entdeckt, der sich auf einer engen Umlaufbahn um einen massearmen kühlen Stern in 35 Lichtjahren Entfernung von der Erde bewegt. Es ist die erstmalige astrometrische Entdeckung eines extrasolaren Planeten mit einem Radioteleskop, wobei eine Beobachtungstechnik angewandt wird, die extrem präzise Messungen der Position des Sterns am Himmel erforderlich macht. Es ist auch erst der zweite extrasolare Planet, der mit dieser astrometrischen Beobachtungstechnik nachgewiesen werden konnte.

Die astrometrische Beobachtungstechnik an sich ist schon länger bekannt, ist aber im praktischen Gebrauch sehr schwierig. Sie erfordert die extrem präzise Verfolgung der tatsächlichen Bewegung des Sterns im Raum, dazu den Nachweis winzig kleiner Schwankungen in dieser Bewegung, hervorgerufen durch die Gravitationswirkung des umlaufenden Planeten auf den Stern. Der Stern und der Planet umkreisen jeweils die Position des gemeinsamen Massezentrums. Der Planet kann nun indirekt nachgewiesen werden, wenn diese Position, auch als „Baryzentrum“ bezeichnet, weit genug vom Zentrum des Sterns entfernt liegt, um eine durch Teleskope beobachtbare Wackelbewegung („wobbling“) hervorzurufen.

Diese Beobachtungstechnik eignet sich insbesondere zum Nachweis jupitergroßer Planeten in Umlaufbahnen mit großem Abstand zu ihrem Zentralstern. Das liegt daran, dass bei massereichen Planeten die Wackelbewegung mit dem Abstand zwischen Planet und Stern anwächst und für einen bestimmten Abstand der Umlaufbahn das Ausmaß der Wackelbewegung des Sterns mit der Masse des Planeten anwächst.

Von Juni 2018 an hat das Forscherteam für insgesamt anderthalb Jahre die Positionen des Sterns TVLM 513–46546 systematisch vermessen. TVLM 513–46546 ist ein kühler Zwergstern mit weniger als 10% der Masse unserer Sonne in Richtung des Sternbilds Bootes am Himmel. Zusätzlich nutzten die Astronomen noch neun frühere VLBA-Messungen dieses Sterns aus der Zeit zwischen März 2010 und August 2011.

Die umfassende Analyse aller Beobachtungsdaten des Sterns zeigt eine systematische Schwankung in den gemessenen Positionen des Sterns und ermöglicht daraus den indirekten Nachweis eines Planeten von Saturnmasse, der seinen Stern mit einer Periode von 221 Tagen umkreist. Dieser Planet hat einen geringeren Abstand von seinem Stern als Merkur von der Sonne.

Massearme kühle Sterne wie TVLM 513–46546 gehören zu den häufigsten in unserer Milchstraße vorkommenden Sternen und bei vielen von ihnen hat man kleinere Planeten gefunden, von der Masse her vergleichbar mit Erde oder Mars im Sonnensystem.

„Große Planeten wie Jupiter oder Saturn sollten bei massearmen Sternen wie diesem eigentlich eher selten vorkommen. Die astrometrische Beobachtungstechnik ist am erfolgreichsten beim Nachweis jupiterähnlicher Planeten in ausgedehnten Umlaufbahnen. Wir waren daher überrascht, einen masseärmeren Planeten von Saturngröße in einer relativ nahen Umlaufbahn um den Stern zu finden, während wir doch eher etwas von der Größe des Jupiter wesentlich weiter außen erwartet hätten“, sagt Salvador Curiel von der National Autonomous University in Mexiko. „Der Nachweis der Umlaufbewegung eines masseärmeren Planeten in einer so nahen Umlaufbahn war schon eine Herausforderung“, fügt er hinzu.

Bisher sind über 4.300 Planeten in Umlaufbahnen um andere Sterne gefunden worden, aber der Planet um TVLM 513–46546 ist erst der zweite, der mit Hilfe der astrometrischen Beobachtungstechnik nachgewiesen werden konnte. Eine andere sehr erfolgreiche Methode zum Nachweis extrasolarer Planeten, die sogenannte Radialgeschwindigkeitstechnik, beruht ebenfalls auf dem gravitativen Einfluss eines Planeten auf seinen Mutterstern. Diese Technik weist die winzige Beschleunigung des Sterns in Richtung oder entgegengesetzt zur Richtung der Erde nach, die durch die Bewegung des Sterns um das gemeinsame Baryzentrum verursacht wird.

„Unsere Nachweismethode ergänzt die Radialgeschwindigkeitsmethode, die eher geeignet für Planeten in nahen Umlaufbahnen um den jeweiligen Stern ist, während die astrometrische Methode besser geeignet ist, um massereiche Planeten in weiter entfernten Umlaufbahnen um ihre Sterne zu finden“, erklärt Gisela Ortiz-Leon vom Bonner Max-Planck-Institut für Radioastronomie. „Tatsächlich konnten mit den anderen Methoden nur wenige Planeten gefunden werden, die in ihren Eigenschaften wie Masse, Größe der Umlaufbahn und Masse des Muttersterns unserem neugefundenen Planeten gleichen. Wir nehmen an, dass mit dem VLBA oder allgemein mit der astrometrischen Methode noch eine große Zahl weiterer Planeten mit ähnlichen Eigenschaften gefunden werden können.“

Eine dritte ebenfalls sehr erfolgreiche Methode zur Auffindung extrasolarer Planeten weist eine leichte Abdunklung im Licht eines Sterns nach, wenn der Planet von der Erde aus gesehen vor dem Stern vorbeizieht (ein sogenannter Transit).

Die astrometrische Methode ist erfolgreich im Aufspüren von nahegelegenen Doppelsternsystemen und wurde bereits im 19. Jahrhundert als eine mögliche Methode für die Entdeckung extrasolarer Planeten in Erwägung gezogen. Im Lauf der Jahre wurden wiederholt solche Entdeckungen angekündigt, die jedoch sorgfältiger Überprüfung nicht standhalten konnten. Die Schwierigkeit bei dieser Methode liegt darin, dass die vom Planeten verursachte Wackelbewegung des Sterns von der Erde gesehen so winzig ist, dass es eine ganz außergewöhnliche Präzision bei der Positionsbestimmung des Sterns erforderlich macht.

„Das VLBA mit seinen Einzelteleskopen in bis zu 8000 km Abstand ermöglicht ein extrem hohes Auflösungsvermögen und liefert uns die Genauigkeit, die für diese Entdeckung erforderlich war“, sagt Amy Mioduszewski vom National Radio Astronomy Observatory (NRAO). „Hinzu kamen Verbesserungen in der Empfindlichkeit des VLBA, die uns die Datenqualität lieferten, die wir für diese Arbeit benötigten“, fügt sie abschließend hinzu.

Hintergrundinformation
Das Forscherteam umfasst Salvador Curiel, Gisela N. Ortiz-León, Amy J. Mioduszewski und Rosa M. Torres. Gisela Ortiz-León, die Zweitautorin, arbeitet am Bonner Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR).

Das “Very Long Baseline Array” (VLBA) wird vom “National Radio Astronomy Observatory” (NRAO) betrieben, einer Einrichtung der “National Science Foundation” (NSF) unter einem Kooperationsvertrag der “Associated Universities, Inc.”.

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• Exoplanetensuche: Methoden & Programme

Der Beitrag Extrasolares Planetensystem um Hauptreihenstern erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: ESA, Raumcon, Astrostammtisch Leipzig.

Der Start soll morgen gegen 10.12 Uhr MEZ an der Spitze einer Sojus-Trägerrakete erfolgen. Im Verlaufe mehrerer Wochen soll das Weltraumteleskop dann seine Arbeitsposition etwa 1,5 Millionen Kilometer von der Erde entfernt auf der sonnenabgewandten Seite beziehen. Hier sorgen die Schwerkraft der Sonne und der Erde gemeinsam dafür, dass ein Raumfahrzeug mit derselben Winkelgeschwindigkeit die Sonne umrundet, wie die Erde, also von uns aus gesehen, stets im selben Bereich neben unserem Heimatplaneten verbleibt.

Gaia versteht sich als Nachfolgeprojekt von Hipparcos (1989 bis 1993), dessen Ergebnis die genaue Vermessung von etwa 118.000 Sternen unserer Galaxie war. Folgearbeiten haben außerdem zufriedenstellende Positionsdaten für mehrere Millionen weitere Sterne erbracht. Gaia soll diese Daten nun präzisieren und bedeutend erweitern. Damit verfügt man am Ende des Projekts, die endgültige Publikation ist für 2022 geplant, über ausreichend viele und genaue Daten, um ein dreidimensionales Modell der Milchstraße zu erstellen, mit dem man durch Simulationen viel über Entstehung und Entwicklung von Spiralgalaxien im Allgemeinen und der Galaxis im Speziellen lernen und verstehen möchte.

Nebenbei möchte man auch eine Vielzahl (mindestens im Tausenderbereich) bisher unbekannter Brauner und Weißer Zwerge, Exoplaneten sowie Asteroiden und Kometen in unserem Planetensystem und Supernovae in den Weiten des Universums aufspüren. Außerdem kann man mit hoher Genauigkeit Raumkrümmungen ermitteln, die von der Allgemeinen Relativitätstheorie von Albert Einstein beschrieben werden.

Mit Hilfe dreier sehr genauer Messeinrichtungen kann man nicht nur die Positionen und Entfernungen der Sterne erfassen, sondern auch Sternspektren und damit Temperatur und Größe der Sterne, die Metallizität der Sterne sowie Richtung und Geschwindigkeit ihrer Bewegungen uns gegenüber. Dabei lassen sich auch kleine Varianzen ermitteln, die Rückschlüsse auf das Vorhandensein von Planeten in deren Umfeld zulassen.

Das Feld Exoplaneten kann man obendrein mit drei, möglicherweise sogar fünf verschiedenen Methoden beackern. Zum Einen kann man an der Art eines periodisch auftretenden, zeitweiligen Helligkeitsabfalls erkennen, wenn ein Planet zwischen unserer Position und dem Stern hindurchzieht (Transitmethode). Die Erde beispielsweise könnte für einen Außenstehenden einen Helligkeitsabfall von etwa 0,465% verursachen. Bisher arbeiteten die Weltraumteleskope CoRoT (ESA) und Kepler (NASA) nach diesem Verfahren, mittlerweile gibt es aber auch viele irdische Teleskope im Profi- und Amateurbereich, die sich an der Jagd auf Exoplaneten beteiligen.

Die zweite Methode funktioniert über die Messung der Radialgeschwindigkeit von Sternen. Haben diese einen oder mehrere Planeten, so bewegen sie sich um einen gemeinsamen Schwerpunkt auf einer kreisähnlichen Bahn. Dabei kommen sie unserer Position manchmal näher, manchmal entfernen sie sich von uns. Dabei ergibt sich eine Rot- bzw. Blauverschiebung des ausgesandten Lichtes, da die Lichtwellen mal gestreckt, mal gestaucht werden. Diese Methode ist sehr empfindlich. Außerdem hat Gaia dafür einen speziellen Detektorbereich. Die Erde verursacht, dass unsere Sonne für einen außenstehenden Beobachter mit maximal 9 Zentimeter pro Sekunde vor und zurück wackelt, wenn dieser sich in der Ebene der Ekliptik befindet.

Aufgrund des sehr fein auflösenden Detektorfeldes aus ladungsgekoppelten Bauteilen (CCD = charge coupled device) sollten sich größere Exoplaneten bei nicht weit entfernten Sternen auch direkt abbilden lassen. Außerdem kann man ebenso aus den Schwankungen der Abstände von Sternen gegeneinander auf die Existenz von Exoplaneten schließen (Astrometriemethode). Schließlich könnten auch sogenannte Mikrogravitationslinsen die Anwesenheit von Exoplaneten verraten, wenn sie dahinter liegende Sterne kurzzeitig vergrößern.

Insgesamt verfügt Gaia über ein Feld von 106 CCD-Chips mit annähernd 1 Milliarde Einzeldetektoren. Das sind fast 1.000 Megapixel oder 1 Gigapixel. Daraus ergibt sich ein hohes Auflösungsvermögen, besonders im Astrometriebereich bis zu Sternen 20. Helligkeitsklasse (Magnitude), von „einigen Millionstel“ einer Bogensekunde. Auch die spektrale Auflösung des Photometerbereiches von 3 bis 27 Nanometern pro Pixel ist für ein Weltraumteleskop herausragend. Komplettiert wird das System durch die Spektroskopie mit einer Genauigkeit von einem Elftausendfünfhundertstel der Wellenlänge im Infraroten Licht.

Alle Detektoren, also das Radialgeschwindigkeitsspektrometer, Wellenfrontdetektoren, das Astrometriefeld, der Baisiswinkelmonitor, ein Weitfeldspektrometer, ein „Blau“-Licht-Photometer (330 bis 680 nm, also ultraviolett über blau bis hellrot), ein „Rot“-Licht-Photometer (640 bis 1050 nm, also rot bis infrarot) sowie ein Infrarot-Spektrometer (845 bis 872 nm) teilen sich die 106 CCDs innerhalb der Brennebene. Zuvor wird das Licht von 2 Hauptspiegeln mit den Abmessungen 1,45 m mal 0,50 m eingefangen und fokussiert und in das System geleitet. Hier wird es über mehrere Umlenkspiegel den entsprechenden Messkomplexen zugeführt und teilweise durch Prismen oder Gitter spektral zerlegt und zum Teil durch einen Lichtwegkorrektor geschickt. Die Brennweite der rechteckigen aber sphärischen Hauptspiegel liegt bei 35 Metern.

Nach dem Start soll es einige Monate dauern, alle Systeme in Betrieb zu nehmen, zu testen und zu eichen. Danach ist ein mehrjähriger Messbetrieb geplant. Die Nutzungsdauer kann verlängert werden, da man kein Kühlmittel verwendet, was ausgehen könnte. Begrenzt wird sie aber durch den Vorrat an Kaltgas, welches zur genauen Ausrichtung des Teleskops verwendet wird.

Ein etwa 10 Meter großer im All entfaltbarer Schirm soll das Licht der Sonne von den empfindlichen Instrumenten fern halten. Die Veröffentlichung der Endergebnisse in einem neuen Sternkatalog mit genaueren Positions- und Spektraldaten, Angaben über Bewegungsrichtungen und -geschwindigkeiten sowie die Zusammensetzung und das Alter von einer Milliarde Sterne der Milchstraße soll 2022 erfolgen. Hoffen wir, dass wir zwischendurch ebenfalls recht oft von neuen und spektakulären Entdeckungen hören und sehen können.

Gaia auf der ESA-Seite:

• Science with 1 billion objects in three dimensions

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• Gaia

Der Beitrag Gaia: ESA startet Kartografieprojekt der Milchstraße erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Roland Rischer. Quelle: ESA-Bulletin 155, ESA-Gaia-Blog, Astrium, DLR, Raumcon.

Wenn man eine Mission zur Himmelskartographie nach der griechischen Erdgöttin benennt, bedarf es schon einiger intellektueller Anstrengung, dies zu begründen. Selbst die ursprüngliche Bedeutung von „GAIA“ als Abkürzung für „Global Astrometric Interferometer for Astrophysics“ liefert wenig bis keine Bezüge zur Erde. Spätestens seit klar war, dass die vor Jahren angedachte optische Interferometertechnik an Bord nicht zum Zuge kommt, entfiel auch dieser Grund für die Namensgebung. Um keine Verwirrung zu stiften …, äh, nein, stopp, besser: Um keine kostenträchtigen Kommunikationsmaßnahmen hervorzurufen, wollte man vom Namen dennoch nicht abrücken. Aus der Großschreibung „GAIA“, allgemein Indiz für eine Abkürzung, wurde das normal geschriebene Wort „Gaia“.

Die Herstellung einer Brücke zwischen Namen und Mission bleibt damit immer noch eine Herausforderung. Vielleicht gelingt es der ESA in den restlichen Tagen bis zum Start im November doch noch, einen Altphilologen zu bemühen, der der Weltraumgemeinde beispielsweise eine weitgehend unbekannte Rolle der mythologischen Figur Gaia bei der Entstehung des Himmels erläutert. Oder vielleicht sollte die ESA noch schnell einen Wettbewerb starten, auf welche Wortkombination Name und Auftrag passen.

Spaß beiseite. Wenn mit Gaia einige Exoplaneten zu finden sind, wäre der Name durchaus gerechtfertig. Die Fähigkeit, feinste Taumelbewegungen eines Sterns zu registrieren und daraus auf Planeten mit zumindest Jupiter-Masse schließen zu können, ist Gaia ja mitgegeben. Man rechnet mit einer vier-, eher mit einer fünfstelligen Zahl. Planetenjagd ist aber nicht Primäraufgabe, eher, wenn man so will, die Sternenjagd.

Zehnwöchige Startkampagne
Gaia wurde am 23. August 2013 in einer Antonow 124 vom Hersteller Astrium SAS in Toulouse nach Französisch-Guayana überführt. Bereits vor längerer Zeit wurden in Toulouse Akustik- und Vibrationstests durchgeführt sowie die Dichtigkeit des Treibstoffsystems und das thermische Verhalten überprüft.

Die extrem sensible Sonde befindet sich in Kourou inzwischen in der auf zehn Wochen angesetzten engeren Startvorbereitungsphase. Der charakteristische Sonnenschutz ist Hauptgrund für die ungewöhnlich lange Startkampagne. Sonde und Sonnenschutz wurden aus Platzgründen getrennt nach Kourou geliefert. Nachdem Gaia im Integrationsgebäude S1B nach der Ankunft zuerst die übliche Prüfung von Antrieb und elektrischen Systemen durchlief, wird nun der Sonnenschutz installiert und dann ausgiebig getestet. Letzte Tests der Stromversorgung liefen in der Woche ab 9. September. In der gleichen Woche begannen die Vorbereitungen zum Anbau des Sonnenschutzes. Da der Sonnenschutz einen Durchmesser von 10 Metern hat, bedarf es einer Halle mit innen mindestens 12 Metern Seitenlänge, um genug Freiraum für den Schirm und das notwendige technische Equipment zu haben. Das bietet S1B. Der aufwendige Faltmechanismus für den Schutz aus zwölf Lagen Folie ist zwar schon in Toulouse intensiv geprüft worden, man will bei diesem für die Mission essentiellen Bauteil aber keine Risiken eingehen und vertraut erst zufriedenstellenden Testergebnissen vor Ort in Kourou.

Nach Abschluss der Sonnenschutztests wird Gaia in einem klimatisierten, mobilen Reinraum-Container in das Gebäude S5B transportiert. Dort erfolgt nach Betankung und Druckbeaufschlagung das Aufsetzen der Sonde auf den Oberstufen-Adapter. Sonde mit Adapter werden sodann in das Gebäude S3B gefahren, wo der Zusammenbau mit der bereits betankten Fregat-MT-Oberstufe und die Einhausung mit der Nutzlastverkleidung erfolgt. Ab da ist die Sonde nicht mehr zugänglich und ihr Zustand nur noch visuell und über die elektrischen Verbindungskabel zu prüfen.

Vier Tage vor dem Start werden Oberstufe und Nutzlast zum Startplatz gebracht, wo die vorgesehene Sojus-Rakete bereits unter einem mobilen, geschlossenen Montageturm wartet. Dort wird Gaia auf die dritte Stufe der Sojus aufgesetzt.

Mehr als nur Positionsmessungen
Nach dem Start voraussichtlich am 20. November 2013 wird Gaia gut einen Monat später am Lagrange-Punkt 2 ihre Arbeit aufnehmen. Der L2-Punkt liegt von der Sonne aus gesehen in der Verlängerung Sonne-Erde rund 1,5 Millionen Kilometer „hinter“ der Erde. An diesem Punkt heben sich die Zentrifugalkraft der um die Sonne kreisenden Sonde und die Anziehungskraft von Sonne plus Erde auf. Der Gleichgewichtspunkt bietet, wegblickend von der Sonne, optimale Voraussetzungen für die Beobachtung des Universums. Gaia wird über fünf Jahre rund eine Milliarde Sterne der Milchstraße in einer nie dagewesenen Präzision messen. Damit sind zwar nur rund ein Prozent der Milchstraßensterne erfasst, das reicht aber für einen Quantensprung in der Himmelskartographie.

Die Datenausbeute wird gigantisch sein. Die Schätzungen der zu erwartenden Neuentdeckungen sind zwar grob. Sie wird statistisch aus der Menge der potenziell erfassbaren Daten abgeleitet. Selbst wenn restriktive Prämissen in die Schätzungen einfließen, reicht es für etliche Superlative, vielleicht auch für einige Zeit für den Titel „Mission mit den meisten Superlativen“. Neben Sternen sollen bislang unentdeckte Himmelskörper im Sonnensystem und an seinem Rand erfasst werden. Man verspricht sich neben einem Schub bei der Entdeckung von Exoplaneten auch neue Erkenntnisse über Sterngeburten, Sternleichen, Supernovae, Quasare und Schwarze Löcher in den Zentren anderer Galaxien. Ein genaues dreidimensionales Modell der Milchstraße und ihrer näheren Umgebung, in dem sich auch die zeitlichen Abläufe exakter als bisher nachvollziehen lassen, ist ein weiteres Ziel. Antworten erhofft man sich auch auf die Frage, welche Sternengruppen aufgrund ihrer Bewegungen oder Anomalien die Hinterlassenschaften anderer, von der Milchstraße eingefangener Galaxien sind. Nicht zuletzt eignet sich die Messgenauigkeit für experimentelle Tests der Allgemeinen Relativitätstheorie.

Die Distanzen zu den Sternen wird Gaia mit Hilfe des Parallaxenverfahrens messen. Für rund 99 Prozent der gemessenen Sterne ist die Entfernung noch nie exakt ermittelt worden. Neben der Entfernung werden Helligkeit, Temperatur, chemische Zusammensetzung und Masse ermittelt. Jeder Stern wird in den fünf Jahren durchschnittlich 70 Mal analysiert. Um den gesamten Himmel zu erfassen, wird sich Gaia viermal am Tag um sich selbst drehen. Die Rotationsachse hat eine Präzession mit einer Periode von 63 Tagen. Durch diese sich kontinuierlich verändernde Ausrichtung der Rotationsachse wird das Sichtfeld erweitert.

Die zylindrische Gaia hat einen Durchmesser und Bauhöhe von etwas über 3 Metern und ein Gewicht von 2.030 Kilogramm. Auf die astronomischen Gerätschaften – die Nutzlast – entfallen 710 Kilogramm und rund 2 Meter der Zylinderhöhe, auf das Service-Modul 920 Kilogramm und auf den mitgeführten Treibstoff 400 Kilogramm. Die Nutzlast besteht aus zwei Teleskopen und drei wissenschaftlichen Instrumenten. Sie sind auf einem extrem verformungsresistenten Keramik-Träger aus Siliziumkarbid montiert. Kern der astronomischen Technik ist ein Bilddetektor mit fast einer Milliarde Pixel auf einer Fläche von 0,38 Quadratmetern. Er ist aus 106 CCD-Detektoren (Charge-coupled Device) zusammengesetzt. Das Licht wird über zwei Spiegel mit unterschiedlicher Ausrichtung eingefangen. Die von ihnen beobachteten Himmelsabschnitte liegen 106,5 Grad auseinander. Daher wird auch von zwei Teleskopen gesprochen, die aber letztlich mit einem Detektor in der Brennebene arbeiten. Der Detektor hat unterschiedliche Felder für die astrometrischen, photometrischen und spektroskopischen Analysen. In der Sonde legt ein Lichtstrahl durch Umlenkungen 35 Meter zurück, bevor er auf den Detektor trifft. Gegenüber dem menschlichen Auge können 400.000-mal lichtschwächere Objekte registriert werden.

Mit dem Astrometer wird nicht nur die Position und in Verbindung mit dem Parallaxenverfahren die Entfernung bestimmt, durch wiederholte Messungen über die fünfjährige Missionsdauer wird auch die Geschwindigkeit ermittelt, mit der sich jeder der Sterne durch den Raum bewegt. Die Distanz der nächsten Sterne wird mit einer bislang einzigartigen Genauigkeit von plus/minus 0,001 Prozent berechnet. Die Bewegung eines Sterns von der Sonde weg oder auf sie zu, die Radialgeschwindigkeit, kann so nicht ermittelt werden. Die Radialgeschwindigkeit der hellsten rund 100 Millionen Sterne (je nach Quelle auch mal 200 Millionen) wird von Gaia durch Messung der spektroskopischen Dopplerverschiebung im Licht der Sterne ermittelt. Durch die photometrische Analyse können Aussagen zu Temperatur, Masse und wesentliche chemischer Elemente der helleren Sterne gemacht werden – ebenfalls 100 Millionen und mehr.

Der Sonnenschutz wird den astronomischen Instrumenten ständig Schatten bieten. Die Temperatur im Nutzlast-Modul wird damit nahezu konstant bei minus 110 Grad Celsius gehalten, Grundvoraussetzung für eine erfolgreiche Arbeit von Gaia. Ab 2014 werden erste Zwischenergebnisse verfügbar sein. Die endgültigen Ergebnisse dürften laut Deutschem Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) erst 2021 vorliegen.

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• GAIA

Der Beitrag Gaia – die Erdgöttin demnächst auf Sternenjagd erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ingo Froeschmann. Quelle: New Scientist.

Der Vertrag im Wert von 317 Millionen Euro wurde gemeinsam von David Southwood, ESA Direktor für wissenschaftliche Programme, und dem CEO von EADS Astrium, Antoine Bouvier, unterschrieben.
Gaia ist unsere nächste große Herausforderung – die Erforschung der Milchstraße, unserer Heimatgalaxie,“ sagt David Southwood. „Ich fühle mich geehrt, das Team von EADS Astrium kennen zu lernen und wünsche Ihnen bei diesem Projekt viel Erfolg.“

Gaia wird der leistungsstärkste astronomische Satellit werden, der jemals gebaut wurde. Er wird mindestens fünf Jahre lang ununterbrochen von seinem Zielort Lagrange 2 (L2) die Milchstraße beobachten. L2 befindet sich in 1,6 Millionen Kilometern Entfernung von der Erde in entgegengesetzter Richtung der Sonne. An diesem Ort herrschen ein stabiles Wärmeumfeld, günstige Bedingungen für Beobachtungen (Sonne, Erde und Mond befinden sich hinter den Sichtfeldern der Bordinstrumente) und nur schwache Strahlung.

Gaia soll die größte Durchmusterung unsere Galaxie vornehmen und eine sehr genaue dreidimensionale Karte liefern. Dazu werden die Positionen, Farben und Bewegungsrichtungen von über einer Milliarde Sternen erfasst. Daneben könnte Gaia bis zu 10 000 Exoplaneten und mehrere Tausend neue Objekte in unserem eigenen Sonnensystem entdecken.

Die Genauigkeit der Messungen ist extrem hoch. Wäre Gaia auf dem Mond stationiert, könnte der Fingernagel eines Menschen auf der Erde vermessen werden. Die Mission wird das global astronomy concept fortführen, das von der Vorgängermission Hipparcos in den späten 1980er Jahren verwendet wurde, um 100 000 Sterne zu kartographieren.

Das Design basiert auf der Silikonkarbid-Technologie, die auch von Herschel, der nächsten Infrarotmission der ESA, verwendet werden wird. Die Brennebene hat mit einem halben Quadratmeter und einer Milliarde Pixel ebenfalls beeindruckende Dimensionen.

Gaia ist mit zwei weiteren wichtigen Komponenten ausgestattet. Die erste ist ein entfaltbarer Sonnenschutz von 100 Quadratmetern Größe, um die hochsensiblen Geräte vor Temperaturschwankungen zu bewahren. Die zweite ist ein Miniaturantriebssystem, mit dem die Position des Satelliten sanft gehalten werden kann, ohne die Beobachtungen zu stören.

Der Beitrag Vertragspartner für Gaia ausgewählt erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag vom 4. Mai 2002.

Planeten – größere kugelförmige Himmelskörper, die ihren Zentralstern umkreisen – sind schon so lange bekannt, wie es menschliche Hochkulturen gab. Bereits in der Antike und davor waren Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn bekannt – die fünf Planeten unseres Sonnensystems, die sich mit bloßem Auge beobachten lassen. Einer der Planeten unseres Sonnensystems brachte Leben hervor: Die Erde. Doch gibt es auch um andere ferne Sonnen Planeten?

Entdeckungsmethoden

Heute gibt es drei grundlegend verschiedene Methoden zum Nachweis extrasolarer Planeten um ferne Sonnen. Der Sachverhalt, das der erste dieser Planeten erst 1995 entdeckt wurde, beweist aber, wie kompliziert und aufwändig diese Verfahren sind. Das hat in erster Linie den Grund, dass ein direkter Nachweis (also die direkte Beobachtung wie bei den Planeten unseres Sonnensystems) nicht möglich ist, da ferne Sonnen ihre Planeten wegen ihrer Leuchtkraft „überstrahlen“. Man unterscheidet bei der indirekten

Entdeckung extrasolarer Planeten zwischen dem Nachweis über den Doppler-Effekt, der Helligkeitsmessung (Photometrie) und der Positionsmessung (Astrometrie).

Der Doppler-Effekt

beruht auf einem Phänomen, dass sich auch in einem alltäglichen Phänomen wieder findet: Ein Krankenwagen mit heulendem Martinshorn fährt einem auf der Straße entgegen. In dem Moment, in dem es an einem vorbeisaust, verändert sich für den Zuhörer am Straßenrand die Tonhöhe. Zu erklären ist dies mit dem Schall, der vor dem Krankenwagen wegen dessen Geschwindigkeit „zusammengedrückt“, die Schallwellen also verkürzt werden, hinter ihm dehnen sie sich aus. Damit wird der Ton des Martinshorns zuerst höher, dann tiefer. Dieses Phänomen lässt sich auch auf die Astronomie übertragen. Dafür müssen wir uns etwas klarmachen: Ein Stern wird von einem Planeten umkreist, der ebenso wie der Stern eine Masse besitzt. Diese Planetenmasse bewirkt, dass der Stern und der Planet um einen gemeinsamen Schwerpunkt kreisen, der Stern „eiert“. Für den Beobachter auf der Erde hat dieses „Eiern“ zur Folge, dass sich der Stern erst in Richtung des Beobachters bewegt und sich dann wieder von ihm entfernt. Was für die Schallwellen des Martinshorns gilt, gilt auch für das Licht: So lässt sich beim Zubewegen auf die Erde im Spektrum des Sterns eine Rotverschiebung, beim Wegbewegen eine Blauverschiebung nachweisen. Was sich so einfach anhört (denn man müsste ja nur das Farbspektrum eines Sterns messen, schon wüsste man, ob er Planeten besitzt), ist in Wahrheit eine sehr aufwändige Methode: Die Abweichungen im Spektrum sind in der Regel so minimal (sie macht ein Zehntel der Dicke einer Spektrallinie aus), dass man diese erst nach vielen sehr genauen Messungen feststellen kann. Trotzdem ist dies die effektivste Methode zum Aufspüren extrasolarer Planeten: Bis heute wurden über 80 von ihnen gefunden (Stand vom 04.05.2002 ; Stand am 11.08.2007: etwa 250), wobei der größte Teil davon den Doppler-Effekt ausnutzte.

Die Photometrie

Die Photometrie bedient sich der Helligkeitsmessung der Sterne. Diese haben in der Regel eine konstante Leuchtkraft, die in Sternenkatalogen aufgeführt ist. Wird ein ferner Stern nun von einem Planeten umkreist kann man damit rechnen, dass dieser von Zeit zu Zeit seinen Zentralstern für uns verdeckt, also eine Art „Sternfinsternis“ verursacht. Dies hat einen kurzzeitigen Rückgang der Leuchtkraft des Sterns zur Folge, der jedoch minimal ist. Astronomen spekulieren darauf, durch ständige Helligkeitsmessungen von Sternen solche Planeten-Übergänge erleben zu können, um den Planeten dadurch nachzuweisen. Ein Detail jedoch macht diese Erkennungsmethode ineffektiver, als die, die den Doppler-Effekt nutzt: Der Astronom kann mit Hilfe der Photometrie nur dann ferne Planeten entdecken, wenn er genau in die Bahnebene des vermeintlichen Planetensystems schauen kann. Ist die Bahnebene beispielsweise so ausgerichtet, dass man von der Erde nur „von oben“ daraufsehen kann, lässt sich überhaupt keine Planetenverdunklung und damit keine Veränderung der Leuchtkraft des Sterns feststellen, obwohl das System Planeten besitzen könnte.

Für diesen Fall ist allerdings die dritte Methode besser geeignet: Die Astrometrie. Dieser Begriff steht allgemein für das Vermessen von Sternen und deren Positionen. Für die Suche nach extrasolaren Planeten versuchen die Astronomen die „Eierbewegung“ des Sterns durch die Bewegung von Planeten und Zentralstern um einen gemeinsamen Schwerpunkt zu messen. Hierbei benutzen sie nicht das Sternenspektrum, um über den Doppler-Effekt Planeten zu finden, sondern einzig und allein die Position des Sterns. Dieser bewegt sich kaum merklich im Kreis – und dies möchte man nachweisen. Aber auch hier stoßen selbst heutige Großteleskope und sogar Weltraumteleskope an ihre Grenzen: Die „Eier“-Bewegung der Sterne ist so gering, dass die heutige Teleskoptechnik kaum in der Lage ist, sie hinreichend nachzuweisen.

Die Übersicht über die Entdeckungsmethoden extrasolarer Planeten zeigt, dass dies heute ein noch sehr mühseliges Unterfangen ist. Ehrgeizige Pläne unter anderem der NASA versprechen aber für die Zukunft immer genauere Messmethoden, die eines Tages die chemische Zusammensetzung ferner Planeten und damit auch mögliches Leben darauf anzeigen können. Immerhin: In gerade mal sieben Jahren der Entdeckung extrasolarer Planeten wurden über 80 von ihnen entdeckt. Dies weist eindeutig daraufhin, dass die Zukunft noch einige spannende Entdeckungen für uns bereithalten sollte.

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