Quelle: ESO / Blog / Betty Kioko, 27. März 2026

Nicht alle Mitarbeiter der ESO sind Astronomen oder Ingenieure. Betty absolvierte gerade ihren Masterstudiengang in Rechtswissenschaften in Manchester, Großbritannien, und hatte nicht vor, bei einer astronomischen Organisation zu arbeiten. Doch dann schrieb ihr Professor eine Praktikumsstelle im Bereich Vertragsrecht am Square-Kilometer-Array-Observatorium aus. „Mein einziges Verständnis von Astronomie beschränkte sich damals auf die schönen Bilder, die man hin und wieder zu sehen bekommt.“

Heute, fast sieben Jahre später, koordiniert Betty die institutionellen Angelegenheiten der ESO. In dieser Funktion ist sie für die Zusammenarbeit der ESO mit ihren Mitgliedstaaten und externen Partnern verantwortlich. „Zu meinen Aufgaben gehören also die Politikgestaltung und die Interessenvertretung gegenüber unseren Mitgliedsregierungen und relevanten Institutionen wie der EU-Kommission, um sicherzustellen, dass die Interessen der Astronomie angemessen vertreten werden.“

Zu viele Satelliten im niedrigen Erdorbit?

In den letzten Jahren hat die Zahl der Satelliten, die in die erdnahe Umlaufbahn gebracht wurden, enorm zugenommen, was bei Astronomen Alarmglocken läuten lässt: Da Satelliten das Sonnenlicht reflektieren, verursachen sie Störsignale bei astronomischen Beobachtungen. Darüber hinaus führt ihre kumulative Wirkung zu einem insgesamt helleren Nachthimmel, was die Fähigkeit der Astronomen beeinträchtigt, das Licht schwacher Objekte zu erfassen – ganz zu schweigen von den Auswirkungen der Lichtverschmutzung auf die Tierwelt, das kulturelle Erbe und die menschliche Gesundheit (aber wir beschränken uns in diesem Beitrag auf unser Fachgebiet).

Die zunehmende Helligkeit ist nicht das einzige Problem: Der Himmel wird auch „lauter“. Satelliten kommunizieren über Funkwellen, die die schwachen Funksignale aus den Tiefen des Kosmos stören können, die wir derzeit mit Radioteleskopen auf der Erde empfangen. Daher ist es notwendig, das Bewusstsein dafür zu schärfen, wie sie zu einem Problem werden können. „Wenn niemand den Entscheidungsträgern sagt, welche Auswirkungen dies auf die Astronomie hat, werden sie einfach weiterhin Lizenzen an Satellitenunternehmen vergeben, weil diese ein gutes wirtschaftliches Geschäftsmodell haben und positive Auswirkungen auf die Internetkonnektivität“, argumentiert Betty.

Zudem sind nicht nur aktive Satelliten ein Problem. Wenn eine Satellitenmission endet, verbleibt ihr „Wrack“ in der Regel in der Umlaufbahn, wo es mit anderem Weltraumschrott kollidieren oder schließlich auf die Erde stürzen kann. Beim Wiedereintritt in die Atmosphäre verglüht der Satellit zwar, jedoch nicht immer vollständig. Dies kann dazu führen, dass Teile des Satelliten auf die Erdoberfläche fallen! „Aus Sicht der Nachhaltigkeit im Weltraum, meinem anderen Interessengebiet, ist eine der größten Sorgen der unkontrollierte Wiedereintritt von Satelliten in die Erdatmosphäre, nachdem sie einmal in der Umlaufbahn waren. Deshalb sehen wir zunehmend dokumentierte Vorfälle, bei denen Dinge einfach vom Himmel fallen, und machen uns auch Sorgen über Kollisionen in der Umlaufbahn.“

Diese Entwicklungen zeigen, warum es für die ESO entscheidend ist, mit Regierungen und anderen relevanten Stellen zusammenzuarbeiten, um Diskussionen über die Folgen einer unüberlegten Satellitennutzung anzuregen, falls diese weiterhin Lizenzen für Satelliten-Megakonstellationen ohne klare Vorschriften erteilen.

Diese Satelliten können der Menschheit zugutekommen, indem sie beispielsweise abgelegene Gebiete mit Internetzugang versorgen. Doch wie Betty erklärt: „Wir brauchen nicht so viele Satelliten, wie die Unternehmen einsetzen wollen. Wir könnten genau das Gleiche erreichen, was wir jetzt tun, mit weitaus weniger Satelliten, aber wie so vieles im Kapitalismus ist dies zu einem weiteren Weg für die Reichen geworden, noch reicher zu werden.“ Sie trifft den Nagel auf den Kopf: In den letzten Jahren ist die Zahl der in die Umlaufbahn gestarteten Satelliten enorm gestiegen. Im Jahr 2020 befanden sich etwa 2000 aktive Satelliten in der Umlaufbahn; ab 2026 sind es 15 000, und weit über 30 000, wenn wir auch ausgediente Satelliten und anderen Weltraumschrott mitzählen.

Betty hat auch ein persönliches Interesse daran, eine nachhaltige und faire Nutzung des Weltraums zu fördern, was ihre Motivation antreibt, für bessere Vorschriften zu kämpfen, was sie zu einem festen Bestandteil ihrer Arbeit gemacht hat. „Ich verbringe viel Zeit damit, über soziale Gerechtigkeit im Allgemeinen nachzudenken, und ich betrachte Aspekte dieser Diskussionen als eine Frage der sozialen Gerechtigkeit“, fügt sie hinzu.

Die Bemühungen der ESO zum Schutz des Nachthimmels

Obwohl Betty erst vor einem Jahr zur ESO kam, kann sie bereits einige Erfolge im Kampf der Organisation für einen dunkleren und ruhigeren Himmel vorweisen. So wurde die ESO beispielsweise im Dezember 2025 offizieller Partner des Zentrums für den Schutz des dunklen und ruhigen Himmels der Internationalen Astronomischen Union (IAU CPS), vor allem Dank Bettys Arbeit. Diese Partnerschaft ermöglicht es der ESO, enger mit den wichtigen Akteuren zusammenzuarbeiten, die ein Interesse an Störungen durch Satellitenkonstellationen haben, wie Astronomen, Satellitenbetreiber, aber auch politische Entscheidungsträger, und so die Bemühungen der weltweiten astronomischen Gemeinschaft zum Schutz des dunklen und ruhigen Himmels zu bündeln. Seit Januar ist Betty stellvertretende Direktorin des CPS Policy Hub, der internationale Bemühungen zur Erforschung und Entwicklung von Vorschriften koordiniert, die den Nachthimmel vor Störungen durch Satellitenkonstellationen schützen.

Eine weitere große Verantwortung ist Bettys Rolle als Vertreterin der ESO im Ausschuss der Vereinten Nationen für die friedliche Nutzung des Weltraums (COPUOS), einem Gremium der UNO, das sich mit Fragen der friedlichen Nutzung des Weltraums befasst. Seit 2008 hat die ESO den Status eines ständigen Beobachters, was bedeutet, dass sie sich bei politischen Entscheidungsträgern für die Astronomie einsetzen kann, jedoch kein Stimmrecht besitzt. „Dadurch können wir erkennen, was auf uns zukommt, mit Regierungen und anderen Genehmigungsbehörden in Kontakt treten und sicherstellen, dass astronomische Belange klar vertreten sind, wenn Entscheidungen über die Nutzung des Weltraums getroffen werden.“

Ein wichtiger Meilenstein war die 59. Sitzung des Wissenschafts- und Technikunterausschusses des COPUOS, bei der der Schutz des dunklen und ruhigen Himmels erstmals als offizieller Tagesordnungspunkt von den Vereinten Nationen behandelt wurde. Seit Februar 2025 ist dies offiziell ein fünfjähriger Tagesordnungspunkt, in dem die Notwendigkeit „koordinierter Maßnahmen und der Zusammenarbeit von Regierungen, Satellitenbetreibern oder -herstellern sowie Astronomen aus aller Welt“ betont wird, da dies nicht nur Astronomen betrifft, sondern auch „Amateurastronomen und die allgemeine Verbindung zwischen der Menschheit und dem Nachthimmel, einschließlich indigener Gemeinschaften“, wie sie in ihrem Papier darlegen.

Die Teilnahme an solchen Kooperationen stärkt den Einfluss der ESO auf höchster Ebene und trägt dazu bei, das Bewusstsein für eine faire und regulierte Nutzung des Weltraums zu schärfen – ein Anliegen, das hoffentlich bei den politischen Entscheidungsträgern Gehör findet. Auf diese Weise hofft Betty, „dass die Länder nationale Zulassungsvorschriften einführen, die Satellitenunternehmen dazu verpflichten, die Auswirkungen ihrer Satelliten auf den Nachthimmel bereits in frühen Entwurfsphasen zu berücksichtigen.“

Das Recht entwickelt sich langsamer als das Leben

Ein großes Problem ist laut Betty, dass „sich die Gesetzgebung nur sehr langsam weiterentwickelt, Regierungen wirklich träge und bürokratisch sind und viele konkurrierende Interessen bestehen“, sodass es schwierig ist, schnelle Fortschritte zu erzielen.

Erst kürzlich haben Space X und Reflect Orbital der US-amerikanischen Federal Communications Commission Vorschläge unterbreitet, die die Anzahl der die Erde umkreisenden Satelliten um das 100-Fache erhöhen würden. Space X plant den Start von einer Million Satelliten, die als Rechenzentren dienen sollen. Abgesehen von den grundlegenden wissenschaftlichen Einschränkungen eines solchen Projekts wären die Folgen für die Astronomie verheerend. Wenn diese Satelliten so hell sind wie derzeit angenommen, wären zu Beginn und am Ende der Nacht etwa 5000 bis 10 000 von ihnen mit bloßem Auge sichtbar – weit mehr als die sichtbaren natürlichen Sterne. Im Durchschnitt würde jedes mit dem Very Large Telescope (VLT) der ESO aufgenommene Bild aufgrund der vielen Spuren, die diese Satelliten hinterlassen, 10 % unbrauchbare Daten enthalten.

Reflect Orbital hingegen plant, 50.000 Satelliten zu starten, um nachts Sonnenlicht auf die Erde zu reflektieren, was für die Astronomie ebenfalls katastrophale Folgen hätte. Innerhalb ihres Strahls wären die Satelliten viermal heller als der Vollmond. Aber selbst wenn sie niemals auf astronomische Observatorien ausgerichtet wären, würden sie außerhalb ihres Strahls immer noch so hell wie die Venus erscheinen. Schon 5.000 dieser Satelliten würden die Helligkeit des Himmels um 20–30 % erhöhen, und ihre gesamte Konstellation würde den Himmel drei- bis viermal heller machen. Dies würde das Paranal-Observatorium der ESO – das unter den großen Observatorien den dunkelsten Himmel bietet – in einen Standort am Stadtrand verwandeln.

Während die Gesetzgebung langsam aber sicher aufholt, betont Betty, wie wichtig es ist, auch direkt mit den Satellitenherstellern zusammenzuarbeiten. Auf diese Weise erhalten diese von Anfang an Input und Wissen darüber, wie sie ihre Satelliten vor der Fertigung gestalten müssen, insbesondere um deren Reflektionsvermögen zu verringern.

„Wir pflegen gute technische Beziehungen zu Satellitenherstellern“, die Breitband-Satelliten-Internetdienste anbieten wollen, „und diese haben positives Interesse an der Umsetzung von Maßnahmen zur Schadensminderung gezeigt.“

Auf diese Weise spielt Betty, anstatt technische Probleme selbst anzugehen, eine entscheidende Rolle hinter den Kulissen, indem sie ihren Kollegen hilft, ihre Arbeit in angemessene rechtliche und politische Begriffe zu fassen. Bildlich erklärt sie: „Für Wissenschaftler ist eins plus eins zwei. Für einen Anwalt ist eins plus eins oft: Es kommt darauf an“, und verdeutlicht damit die Kluft zwischen diesen Welten. So arbeitet sie in ihrem Alltag mit Kollegen zusammen, die, wie sie es beschreibt, „sehr logisch denken und mit Zahlen arbeiten oder Dinge bauen, die entweder funktionieren oder nicht funktionieren“. Im Laufe der Jahre hat sie umfangreiche Erfahrung darin gesammelt, mit diesen gegensätzlichen Denkweisen umzugehen, und ein Verständnis dafür entwickelt, wie man sie miteinander in Einklang bringen kann. Wie sie reflektiert: „Die Arbeit in diesem Umfeld war für mich eine Lektion darin, eine Sprache zu finden, um rechtliche und politische Themen einem Publikum zu vermitteln, das nicht aus dem Rechts- oder Politikbereich stammt.“

Insgesamt gibt es laut Betty zwei entscheidende Wege, sich für den Schutz des dunklen und ruhigen Nachthimmels im Zusammenhang mit Satellitenkonstellationen einzusetzen: „die Zusammenarbeit mit den Betreibern und die direkte Zusammenarbeit mit den Ländern.“ Sie fährt fort: „Ich glaube, wenn wir uns nur auf rechtliche oder nur auf technische Aspekte beschränken, reicht das nicht aus. Wir brauchen einen Ansatz, der es ermöglicht, das Technische und das Rechtliche miteinander zu verbinden. Und genau das ist für mich sozusagen mein Sweet Spot.“

Einsatz für eine bessere Zukunft

Auf die Frage, was die größte Bedrohung für den Nachthimmel sei, betonte Betty sofort, dass es die unkoordinierte Nutzung des Nachthimmels sei. Das damit verbundene Grundproblem sei jedoch ihrer Meinung nach, dass „wir in einer Welt leben, in der die Menschen einander nicht vertrauen. Die Menschen vertrauen einander nicht, dass sie dieselben Satellitenkonstellationen nutzen.“ Dies führt zu dem grundlegenden Problem, dass wir mehr Satelliten haben, als wir tatsächlich brauchen, „weil wir in einem grundlegend kaputten System leben, in dem Vertrauen einfach nicht existiert.“

Trotz der Komplexität der Situation verliert Betty nicht die Hoffnung. Mit Blick auf die Zukunft hat sie eine klare Vorstellung davon, was sie sich wünscht: „Ich hoffe, dass sich die geopolitische Lage weltweit verbessert, denn ich glaube, dass sich das direkt positiv auf unsere Arbeit auswirken wird.“ Insbesondere die Astronomie nährt ihre Hoffnung und ihr Vertrauen, dass sich diese zersplitterte Gesellschaft ändern kann.

Die Zusammenarbeit in der Astronomie hat von Natur aus verbindende Wirkung, wie sie aus eigener Erfahrung erkannt hat. „Die ESO hat mit vielen Unternehmen aus der Industrie, zahlreichen Institutionen und verschiedenen Konsortien zusammengearbeitet – das ist nichts, was eine einzelne Person alleine erreichen könnte – und das gefällt mir sehr gut. Mir gefällt die Vorstellung, dass die Menschen einander brauchen. Das bringt das Beste in uns zum Vorschein, denn wir müssen an einem Strang ziehen, um diese Dinge zu erreichen – das ist mit ein Grund, warum ich bei der Astronomie geblieben bin, als ich dazu kam.“

Diese Idee wird besonders deutlich bei Projekten wie dem Extremely Large Telescope (ELT) der ESO: „ Wenn man das ELT sieht, die vielen verschiedenen Teile, die zusammenpassen, die vielen verschiedenen Menschen, die diese Teile herstellen mussten, um das Projekt zu verwirklichen, und die miteinander kommunizieren. Ich denke, das repräsentiert in vielerlei Hinsicht das Beste am Menschen, und eigentlich ist es wahrscheinlich auch das, was mir Hoffnung gibt: dass es tatsächlich möglich ist, dass Menschen an einem Strang ziehen und Dinge erreichen. Wir müssen nicht immer zutiefst destruktiv sein und einfach nur Dinge kaputtmachen.“

Links

• Video zum Thema Lichtverschmutzung auf dem ESO-Kanal „Chasing Starlight“
• Die Sterne retten
• Die ESO-Seite zum Thema dunkler und ruhiger Himmel
• IAU-Zentrum für den Schutz des dunklen und ruhigen Himmels

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• Beeinträchtigung von astronomischen Teleskopen durch Megakonstellationen

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Quelle: ESO ESON.

28. Oktober 2019 – Astronomen haben durch Beobachtungen mit dem SPHERE-Instrument am Very Large Telescope (VLT) der ESO ermittelt, dass der Asteroid Hygiea möglicherweise als Zwergplanet klassifiziert werden könnte. Hygiea ist das viertgrößte Objekt im Asteroidengürtel nach Ceres, Vesta und Pallas. Zum ersten Mal konnten Astronomen Hygiea mit einer so hohen Auflösung beobachten, mit der man ihre Oberfläche analysieren sowie ihre Form und Größe bestimmen kann. Sie fanden heraus, dass Hygiea annähernd kugelförmig ist und daher möglicherweise von Ceres den Titel des kleinsten Zwergplaneten im Sonnensystem übernimmt.

Als Objekt im Asteroiden-Hauptgürtel erfüllt Hygiea gleich drei der vier Voraussetzungen, um als Zwergplanet eingestuft zu werden: Sie umkreist die Sonne, ist kein Mond und hat im Gegensatz zu einem Planeten den Bereich um ihre Umlaufbahn nicht freigeräumt. Die letzte Anforderung ist, dass sie genügend Masse hat, um sich ihre eigene Schwerkraft zu einer nahezu kugelförmigen Form zu kommen. Das ist genau das, was die VLT-Beobachtungen nun über Hygiea ergeben haben.

„Dank der einzigartigen Möglichkeiten des SPHERE-Instruments am VLT, das eines der leistungsfähigsten Bildgebungssysteme der Welt ist, konnten wir die Form von Hygiea auflösen, die sich als nahezu kugelförmig erwiesen hat“, sagt der leitende Forscher Pierre Vernazza vom Laboratoire d’Astrophysique de Marseille in Frankreich. „Dank dieser Bilder kann Hygiea als Zwergplanet reklassifiziert werden, der bisher kleinste im Sonnensystem.“

Das Team nutzte die SPHERE-Beobachtungen auch, um den Durchmesser von Hygiea einzugrenzen: Er liegt etwas über 430 km. Pluto, der berühmteste unter den Zwergplaneten, hat einen Durchmesser von fast 2400 km, während Ceres fast 950 km groß ist.

Überraschenderweise zeigten die Beobachtungen aber auch, dass es Hygiea an den großen Einschlagkratern mangelt, die die Wissenschaftler eigentlich auf ihrer Oberfläche erwartet hatten, so der Bericht des Teams in der heute bei Nature Astronomy veröffentlichten Studie. Hygiea ist das Hauptmitglied einer der größten Asteroidenfamilien mit fast 7000 Mitgliedern, die alle aus demselben Ursprung haben. Die Astronomen waren davon ausgegangen, dass das Ereignis, das zur Entstehung dieser zahlreichen Gruppe führte, auf Hygiea seine Spuren hinterlassen hat.

„Dieses Ergebnis war eine echte Überraschung, da wir damit gerechnet haben, ein großes Einschlagsbecken vorzufinden, wie es bei Vesta der Fall ist“, erklärt Vernazza. Obwohl die Astronomen 95% der Oberfläche von Hygiea beobachtet haben, konnten sie nur zwei eindeutige Krater identifizieren. „Keiner dieser beiden Krater hätte durch den Einschlag verursacht werden können, der die Hygiea-Asteroidenfamilie hervorgebracht hat, denn deren Gesamtvolumen entspricht in etwa dem eines 100 km großen Objekts. Sie sind zu klein“, erklärt Miroslav Brož vom Astronomischen Institut der Karls-Universität im tschechischen Prag, einer der Ko-Autoren der Studie.

Das Team beschloss, weitere Untersuchungen durchzuführen. Anhand numerischer Simulationen folgerten sie, dass die Kugelform von Hygiea und die große Familie der Asteroiden wahrscheinlich das Ergebnis eines schweren Frontalzusammenstoßes mit einem großen Projektil mit einem Durchmesser zwischen 75 und 150 km sind. Ihre Simulationen zeigen diesen gewaltigen Aufprall, von dem man annimmt, dass er vor etwa 2 Milliarden Jahren stattgefunden hat und der den Mutterkörper völlig zerstört hat. Nachdem sich die übrig gebliebenen Teile wieder zusammengesetzt hatten, entstand die  runde Form von Hygiea und tausende von Begleit-Asteroiden wurden erzeugt. „Eine solche Kollision zwischen zwei großen Körpern im Asteroidengürtel ist in den letzten 3-4 Milliarden Jahren einzigartig“, erläutert Pavel Ševec, Doktorand am Astronomischen Institut der Prager Karls-Universität, der ebenfalls an der Studie beteiligt war.

Die detaillierte Erforschung von Asteroiden ist nicht nur aufgrund der Fortschritte in der numerischen Berechnung, sondern vor allem durch leistungsfähigere Teleskope möglich geworden. „Dank des VLT und SPHERE als Instrument der nächsten Generation mit adaptiver Optik können wir nun Hauptgürtelasteroiden mit beispielloser Auflösung abbilden und die Lücke zwischen bodengebundenen Beobachtungen und interplanetaren Satellitenmissionen schließen“, resümiert Vernazza.

Weitere Informationen
Die hier vorgestellten wissenschaftlichen Ergebnisse erscheinen am 28. Oktober in der Zeitschrift Nature Astronomy.

Die beteiligten Wissenschaftler sind P. Vernazza (Aix Marseille Université, CNRS, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Frankreich), L. Jorda (Aix Marseille Université, CNRS, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Frankreich), P. Ševec (Institut für Astronomie, Karls-Universität, Prag, Tschechische Republik), M. Brož (Institut für Astronomie, Karls-Universität, Prag, Tschechien), M. Viikinkoski (Mathematik und Statistik, Universität Tampere, Tampere, Finnland), J. Hanuš (Institut für Astronomie, Karls-Universität, Prag, Tschechien), B. Carry (Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange, Nizza, Frankreich), A. Drouard (Aix Marseille Université, CNRS, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Frankreich), M. Ferrais (Space Sciences, Technologies and Astrophysics Research Institute, Université de Liège, Belgien), M. Marsset (Department of Earth, Atmospheric and Planetary Sciences, MIT, Cambridge, MA, USA), F. Marchis (Aix Marseille Université, CNRS, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Frankreich, und SETI Institute, Carl Sagan Center, Mountain View, USA), M. Birlan (Observatorium Paris, Paris, Frankreich), E. Podlewska-Gaca (Astronomisches Observatorium, Fakultät für Physik, Adam-Mickiewicz-Universität, Posen, Polen, und Institut für Physik, Universität Stettin, Polen), E. Jehin (Forschungsinstitut für Raumwissenschaften, Technologien und Astrophysik, Université de Liège, Lüttich, Belgien), P. Bartczak (Astronomisches Observatorium, Fakultät für Physik, Adam-Mickiewicz-Universität, Posen, Polen), G. Dudzinski (Astronomisches Observatorium, Fakultät für Physik, Adam-Mickiewicz-Universität, Posen, Polen), J. Berthier (Observatoire de Paris, Paris, Frankreich), J. Castillo-Rogez (Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, Pasadena, Kalifornien, USA), F. Cipriani (European Space Agency, ESTEC – Scientific Support Office, Niederlande), F. Colas (Observatoire de Paris, Paris, Frankreich), F. DeMeo (Department of Earth, Atmospheric and Planetary Sciences, MIT, Cambridge, MA, USA), C. Dumas (TMT Observatorium, Pasadena, USA), J. Durech (Institut für Astronomie, Karls-Universität, Prag, Tschechien), R. Fetick (Universität Aix Marseille, CNRS, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Frankreich und ONERA, The French Aerospace Lab, Chatillon Cedex, Frankreich), T. Fusco (Aix Marseille Université, CNRS, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Frankreich und ONERA, The French Aerospace Lab, Chatillon Cedex, Frankreich), J. Grice (Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange, Nizza, Frankreich und Open University, School of Physical Sciences, The Open University, Milton Keynes, Großbritannien), M. Kaasalainen (Mathematik und Statistik, Universität Tampere, Tampere, Finnland), A. Kryszczynska (Astronomisches Observatorium, Fakultät für Physik, Adam-Mickiewicz-Universität, Posen, Polen), P. Lamy (Aix Marseille Université, CNRS, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Frankreich), H. Le Coroller (Aix Marseille Université, CNRS, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Frankreich), A. Marciniak (Astronomisches Observatorium, Fakultät für Physik, Adam Mickiewicz Universität, Posen, Polen), T. Michalowski (Astronomisches Observatorium, Fakultät für Physik, Adam-Mickiewicz-Universität, Posen, Polen), P. Michel (Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange, Nizza, Frankreich), N. Rambaux (Observatoire de Paris, Paris, Frankreich), T. Santana-Ros (Departamento de Fı́sica, Universidad de Alicante, Alicante, Spanien), P. Tanga (Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange, Nizza, France), F. Vachier (Observatoire de Paris, Paris, Frankreich), A. Vigan (Aix Marseille Université, CNRS, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Frankreich), O. Witasse (Europäische Weltraumorganisation, ESTEC – Scientific Support Office, Niederlande), B. Yang (Europäische Südsternwarte, Santiago, Chile), M. Gillon (Space Sciences, Technologies and Astrophysics Research Institute, Université de Liège, Belgien), Z. Benkhaldoun (Oukaimeden Observatorium, Hochenergiephysik und Astrophysik Labor, Cadi Ayyad Universität, Marrakesch, Marokko), R. Szakats (Konkoly Observatorium, Forschungszentrum für Astronomie und Geowissenschaften, Ungarische Akademie der Wissenschaften, Budapest, Ungarn), R. Hirsch (Astronomisches Observatorium, Fakultät für Physik, Adam-Mickiewicz-Universität, Posen, Polen), R. Duffard (Instituto de Astrofísica de Andalucía, Glorieta de la Astronomía S/N, Granada, Spanien), A. Chapman (Buenos Aires, Argentinien), J. L. Maestre (Observatorio de Albox, Almeria, Spanien).

Die Europäische Südsternwarte (engl. European Southern Observatory, kurz ESO) ist die führende europäische Organisation für astronomische Forschung und das wissenschaftlich produktivste Observatorium der Welt. Die Organisation hat 16 Mitgliedsländer: Belgien, Dänemark, Deutschland, Finnland, Frankreich, Großbritannien, Irland, Italien, die Niederlande, Österreich, Polen, Portugal, Spanien, Schweden, die Schweiz und die Tschechische Republik. Hinzu kommen das Gastland Chile und Australien als strategischer Partner. Die ESO führt ein ehrgeiziges Programm durch, das sich auf die Planung, den Bau und den Betrieb leistungsfähiger bodengebundener Beobachtungseinrichtungen konzentriert, die es Astronomen ermöglichen, wichtige wissenschaftliche Entdeckungen zu machen. Auch bei der Förderung internationaler Zusammenarbeit auf dem Gebiet der Astronomie spielt die Organisation eine maßgebliche Rolle. Die ESO verfügt über drei weltweit einzigartige Beobachtungsstandorte in Chile: La Silla, Paranal und Chajnantor. Auf dem Paranal betreibt die ESO das Very Large Telescope (VLT) und das weltweit führende Very Large Telescope Interferometer sowie zwei Durchmusterungsteleskope: VISTA im Infrarotbereich und das VLT Survey Telescope (VST) für sichtbares Licht. Am Paranal wird die ESO zukünftig außerdem das Cherenkov Telescope Array South beherbergen und betreiben, das größte und empfindlichste Gammastrahlenobservatorium der Welt. Die ESO ist zusätzlich einer der Hauptpartner bei zwei Projekten auf Chajnantor, APEX und ALMA, dem größten astronomischen Projekt überhaupt. Auf dem Cerro Armazones unweit des Paranal errichtet die ESO zur Zeit das Extremely Large Telescope (ELT) mit 39 Metern Durchmesser, das einmal das größte optische Teleskop der Welt werden wird.

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.

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Quelle: ESA.

14. September 2019 – Ähnlich wie der faszinierende zigarrenförmige ʻOumuamua, der 2017 an uns vorbei flog, handelt es sich bei diesem hellen Objekt auch um einen Kometen, der jedoch eine völlig andere Form am Himmel annimmt. Der Hobbyastronom Gennady Borisov entdeckte das neue Objekt mit der Bezeichnung C/2019 Q4 (Borisov) am 30. August 2019.

Rund eine Woche später erhielt Marco Micheli vom ESA-Koordinationszentrum für erdnahe Objekte Aufnahmen über das International Scientific Optical Network und führte verschiedene Positionsmessungen mit Daten aus dem Canada-France-Hawaii Teleskop auf Hawaii durch. Die Daten bestätigten die ungewöhnliche Umlaufbahn des Objekts. Diese wurde erstmals vom Scout-System der NASA, einem Echtzeit-Monitor für neu entdeckte Asteroiden und Kometen, gemeldet.

Die ESA analysiert nun alle verfügbaren Daten und plant weitere Beobachtungen, um den Weg des Objekts durch den Weltraum zu präzisieren. Trotz der Beobachtungen durch viele Teleskope und Astronomen auf der ganzen Welt besteht immer noch eine gewisse Unsicherheit über den Weg und die Herkunft dieses interessanten Objekts.

Ähnlich wie die Entwicklung von ʻOumuamua – zuerst als Asteroid und dann als Komet eingestuft – wird auch dies eine spannende wissenschaftliche Untersuchung eines ungewöhnlichen Besuchers sein, die unser Wissen über die Entstehung des Sonnensystems erweitert.

Zwischen den Sternen
Bei einem interstellaren Objekt handelt es sich um ein Objekt „zwischen den Sternen“, das durch den Weltraum wandert und gravitativ nicht an einen Stern gebunden ist.

Astronomen können viel über ein Objekt an der Form seiner Umlaufbahn erkennen, insbesondere an seiner Exzentrität – d.h. daran, wie stark es „gedehnt“ ist. Die Erde zum Beispiel, sowie Planeten die in nahezu perfekten kreisförmigen Umlaufbahnen um ihren Stern kreisen, weist eine Exzentrizität nahe Null auf.

Kometen und Asteroiden in der Umlaufbahn um einen Körper mit langen Bahnen werden als exzentrisch zwischen Null und Eins definiert, und Objekte mit einer Exzentrizität größer als Eins, mit sogenannten „hyperbolischen“ Bahnen, werden als interstellar eingestuft. Aktuelle Beobachtungen deuten stark darauf hin, dass C/2019 Q4 interstellar ist. Seine Umlaufbahn ist mit einer Exzentrizität von etwa drei sehr ausgedehnt.

Die Ungewissheit in diesen frühen Beobachtungen ist allerdings hoch, da das Objekt in der Nähe der Sonne am Himmel und in der Nähe des Horizonts aufgenommen wurde – zwei Faktoren, die die Qualität der Beobachtungen negativ beeinflussen.

Um den Weg eines Objekts wirklich zu bestimmen, um zu verstehen, woher es kommt und wohin es führt, müssen Messungen über einen längeren Zeitraum durchgeführt werden. Wenn ein Komet oder Asteroid zum ersten Mal erkannt wird, handelt es sich nur um einen winzigen Lichtpunkt. Aber im Laufe der Zeit erlauben mehrere Beobachtungen den Astronomen, einen Bogen am Himmel zu zeichnen, aus dem die Umlaufbahn des Objekts abgeleitet werden kann.

„Derzeit arbeiten wir daran, weitere Beobachtungen dieses ungewöhnlichen Objekts zu erhalten“, sagt Marco Micheli vom ESA-Koordinationszentrum für erdnahe Objekte. „Es dauert ein paar Tage, bis wir seinen Ursprung tatsächlich mit Beobachtungen feststellen können. Diese werden entweder die aktuelle These beweisen, dass er interstellar ist, oder unser Verständnis grundlegend ändern“.

Dreckige Schneebälle
Wir wissen bisher, dass C/2019 Q4 ein relativ großer aktiver Komet mit einem Durchmesser von wenigen Kilometern ist. Es wird erwartet, dass er sich Anfang Dezember der Sonne am nächsten nähert und etwa 300 Millionen Kilometer von unserem Stern entfernt ist. In dieser Entfernung gilt es nicht als erdnahes Objekt (NEO) – ein Komet oder Asteroid, der sich auf einem Weg bewegt, der ihn der Erde näher bringen könnte. Derzeit sind mehr als 20 000 erdnahe Objekte bekannt.

Ein Komet ist ein kalter, zerbrechlicher und unregelmäßiger Körper, der aus gefrorenen Gasen und Staubkörnern besteht. Normalerweise reisen sie in stark verlängerten – oder gestreckten – Umlaufbahnen um die Sonne, verbringen die meiste Zeit weit weg bei eisigen Temperaturen, kommen aber kurz an unserem stürmischen Stern vorbei – und überleben die Begegnung nicht immer.

Wenn sie nah genug an der Sonne vorbeiziehen, bewirkt die Strahlung der Sonne, dass die flüchtigen Gase eines Kometen „sublimieren“ – sie gelangen in einem Schritt vom festen Eis zum Dampfgas, nehmen kleine Stückchen Feststoff mit und erzeugen enorme „Schweife“. Diese Schweife fließen in die entgegengesetzte Richtung zur Sonne und werden vom Sonnenwind angetrieben.

Kometenabscheider
Wäre der Komet C/2019 Q4 einige Jahre später in unser Sonnensystem eingedrungen, hätte er ein potenzieller Kandidat für die ESA-Mission „Comet Interceptor“ sein können. Comet Interceptor besteht aus drei Raumfahrzeugen und hat das primäre Ziel, einen unberührten Kometen in der Oortschen Wolke zu besuchen. Ein interstellares Objekt könnte jedoch auch Ziel sein, wenn es seine Reise in das innere Sonnensystem beginnt.

Die Entdeckung zweier solcher Objekte in nur zwei Jahren kann darauf hindeuten, dass diese Objekte weitaus häufiger vorkommen als bisher vermutet.

Planetenschutz
Es werden ständig neue erdnahe Objekte entdeckt, die teilweise in die „Risikoliste“ der ESA aufgenommen und von der NEO-Koordinationsstelle der ESA überwacht werden. Mehr über diese Arbeiten, einschließlich der geplanten Hera-Mission zur Prüfung der Asteroidenablenkung, erfahren Sie hier.

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• Interstellare Objekte

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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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Ein Beitrag von Hans Lammersen. Quelle: NASA/JPL.

Mit dem Staub in Sonnensystemen ist das so eine Sache: eine gewisse Menge deutet auf die Anwesenheit von Planeten hin, gibt es aber zu viel davon, dann ist den Wissenschaftlern die Sicht auf kleinere Planeten wiederum versperrt. Amerikanische Wissenschaftler haben nun in einer Beobachtungskampagne mit dem Keck-Teleskop auf Hawaii in den Jahren 2008 bis 2011 50 nahe Sterne hinsichtlich des Gehalts an Staub in ihren inneren Systemen analysiert. Dabei unterteilten sie die Sterne in zwei Gruppen: Einmal solche, bei denen bekannt war, dass es in ihren Außenbereichen Staubvorkommen gibt (außen liegend ist dieser leichter zu identifizieren) und solche, in denen das nicht der Fall war.

Das Ergebnis macht die zukünftige Suche nach Exoplaneten von der Größe der Erde leichter: Dort, wo in den Außenbereichen kein oder kaum Staub vorgefunden werden konnte, war auch im Innenbereich nur wenig zu finden. So können Astronomen zukünftig schneller herausfinden, in welchen Systemen die Identifizierung erdähnlicher Planeten gelingen könnte.

Hintergrund der Studie ist das Bestreben der Wissenschaftler, erdähnliche Exoplaneten zu finden, die eventuell Leben beherbergen könnten, und sie, auch direkt, abzubilden. Das Vorkommen von Staub in der Höhe der Umlaufbahnen solcher Planeten um ihre Muttersterne würde dieses Vorhaben sehr viel schwieriger machen.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO.

Bei einem Quasar handelt es sich um den extrem intensiv leuchtenden Kernbereich einer entfernten aktiven Galaxie, welcher gewaltige Mengen an Energie abstrahlt. Für diese Leuchtkraft, so die gängige Theorie, ist ein im Zentrum dieser Galaxie gelegenes supermassereiches Schwarzes Loch verantwortlich. Diese Schwarzen Löcher sind von sich drehenden Scheiben aus extrem heißem Material umgeben.

Obwohl Schwarze Löcher in erster Linie dafür bekannt sind, die sie umgebende Materie anzuziehen, stoßen Quasare einen Teil des sie umgebenden Materials auch wieder ab. Dieses Material wird dabei in Form von langgezogenen ‚Strahlen‘ – sogenannten Jets – mit hohen Geschwindigkeiten entlang der Rotationsachsen der Quasare von diesen weggeschleudert. Diese Materieflüsse nehmen eine entscheidende Rolle bei der Entwicklung der jeweiligen Galaxien ein.

Quasare können heller leuchten als alle in ihrer jeweiligen Heimatgalaxie befindlichen Sterne zusammengenommen. Die von ihnen erzeugte große Helligkeit macht Quasare somit praktisch zu ‚kosmischen Leuchtfeuern‘, deren nähere Untersuchung es den Astronomen und Astrophysikern ermöglicht, die Anfänge der Entstehungsgeschichte unseres Universums und die Entstehung der ersten Sterne und Galaxien näher zu analysieren und zu interpretieren.

Aktuelle Untersuchungen
Ein internationales Astronomenteam unter der Leitung von Damien Hutsemékers von der Universität Liège in Belgien hat mit dem FORS-Instrument des Very Large Telescope (VLT) am Pananal-Observatorium der Europäischen Südsternwarte (ESO) in den nordchilenischen Anden kürzlich 93 Quasare untersucht, welche sich in Entfernungen von mehreren Milliarden Lichtjahren zu unserem Sonnensystem befinden.

Bei ihren Beobachtungen stellten die Astronomen fest, dass die Rotationsachsen der zentralen supermassereichen Schwarzen Löcher in den Quasaren trotz der großen Entfernungen zwischen diesen Objekten parallel zueinander ausgerichtet sind.

„Die erste seltsame Sache, die wir bemerkten, war, dass die Rotationsachsen von einigen der Quasare zueinander ausgerichtet waren – und dies obwohl diese Quasare einige Milliarden Lichtjahre von einander getrennt sind“, so Damien Hutsemékers.

Das Team ging dann noch einen Schritt weiter und untersuchte, ob die Rotationsachsen dieser Quasare nicht nur zueinander eine Verbindung besitzen, sondern ob sie auch in einer Verbindung zu der großräumigen Struktur des Universums stehen. Dabei stellten die Astronomen fest, dass die Rotationsachsen dieser Quasare tatsächlich dazu neigen, sich nach den riesigen Strukturen in dem kosmischen Netz auszurichten, in dem sie sich befinden.

Das kosmische Netzwerk
Wenn man die Verteilung der Galaxien im Universum in Größenskalen von mehreren Milliarden von Lichtjahren betrachtet, dann erkennt man, dass diese nicht gleichmäßig ist. Vielmehr bilden die einzelnen Galaxien größere Galaxienhaufen, welche bis zu mehrere tausend gravitativ aneinander gebundene Galaxien umfassen können. Diese Galaxienhaufen wiederum bilden sogenannte Superhaufen. Die Anordnung dieser Galaxien und Galaxienhaufen gleicht dabei einem gigantischen, großmaschigen Netz. Zwischen diesem ‚kosmischen Netzwerk‘ befinden sich riesige Leerräume, in denen kaum Galaxien zu finden sind.

Die Ergebnisse der VLT-Beobachtungen deuten darauf hin, dass die Rotationsachsen der Quasare dazu neigen, sich parallel zu den großräumigen Strukturen auszurichten, in denen sie sich selbst befinden. Wenn sich diese Quasare zum Beispiel in einem langgezogenen Filament befinden, dann richten sich die Drehachsen ihrer zentralen Schwarzen Löcher entlang dieses Filaments aus. Die Astronomen schätzen, dass diese beobachtete Ausrichtung mit einer Wahrscheinlichkeit von weniger als einem Prozent auf einen Zufall beruht.

„Eine Korrelation zwischen der Ausrichtung von Quasaren und der Struktur, zu der sie gehören, ist eine wichtige Vorhersage numerischer Simulationen der Entwicklung unseres Universums. Unsere Beobachtungsdaten liefern den ersten experimentellen Beweis dieses Effekts auf Skalen, die viel größer sind als alles, was bisher für normale Galaxien beobachtet wurde“, erläutert Dominique Sluse vom Argelander-Institut für Astronomie in Bonn und der Universität Liège die Bedeutung dieser Entdeckung.

Bei ihren Beobachtungen konnten die Astronomen weder die Rotationsachsen der Quasare noch die von diesen ausgehenden Jets direkt beobachten. Vielmehr ermittelten sie die Polarisation des Lichts der Quasare. Bei 19 der beobachteten Objekte konnte dabei ein maßgeblich polarisiertes Signal festgestellt werden. Die Ausrichtung dieser Polarisation konnte zusammen mit weiteren Informationen dazu verwendet werden, um den Neigungswinkel der Akkretionsscheiben zur Sichtlinie und somit die Ausrichtung der Rotationsachsen der Quasare zu bestimmen.

„Die Ausrichtung in den neuen Daten auf Skalen, die sogar größer sind als aktuelle Vorhersagen von Simulationen, könnten ein Hinweis darauf sein, dass es eine fehlende Zutat in unserem heutigen Modell des Universums gibt“, erklärt Dominique Sluse abschließend.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurden am 19. November 2014 von Damien Hutsemékers et al. unter dem Titel „Alignment of quasar polarizations with large-scale structures“ in der Fachzeitschrift Astronomy & Astrophysics publiziert.

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• Aktive Galaktische Kerne – Quasare – supermassive Schwarze Löcher
• Galaxien – Entstehung und Entwicklung

Fachartikel von D. Hutsemékers et al.:

• Alignment of quasar polarizations with large-scale structures (Volltext, engl.)

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO.

Jenseits der Umlaufbahn des Neptuns, des äußersten Planeten unseres Sonnensystem, erstreckt sich der aus vermutlich mehreren zehntausend Objekten bestehende Kuipergürtel. Die vier größten der dort befindlichen Objekte wurden mittlerweile von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) offiziell als Zwergplaneten klassifiziert. Trotz ihrer relativ großen Durchmesser von jeweils deutlich über 1.500 Kilometern fällt es den Astronomen aufgrund der großen Entfernungen zur Erde jedoch sehr schwer, diese vier Zwergplaneten Pluto, Haumea, Makemake und Eris im Detail zu untersuchen.

Speziell im Fall von Makemake gestaltet sich die Gewinnung neuer Erkenntnisse als sehr kompliziert. Wenn Himmelskörper von einem oder mehreren Monden umkreist werden – und dies ist bei den anderen drei Zwergplaneten im Kuipergürtel der Fall – so kann anhand der Bewegungen der Monde die Masse des Objektes bestimmt werden. Da Makemake jedoch keine bekannten Monde besitzt, kann diese Strategie hier nicht angewandt werden.

Manchmal kommt den Astronomen jedoch eine spezielle, als Sternbedeckung oder auch „Okkultation“ bezeichnete astronomische Konstellation zu Hilfe. Hierbei zieht ein Planet oder Asteroid von der Erde aus betrachtet direkt vor einem Hintergrundstern vorbei und bedeckt diesen für einen kurzen Zeitraum. Aus dem Verlauf der sich dabei ergebenden Lichtkurven können die Astronomen verschiedene wichtige Daten wie zum Beispiel die Größe und Form eines Asteroiden oder die Existenz und Dichte einer eventuell vorhandenen Atmosphäre ableiten.

Am 23. April 2011 bedeckte der Zwergplanet Makemake über einen Zeitraum von etwa einer Minute den lediglich 18,22 mag hellen Stern NOMAD 1181-0235723. Sternbedeckungen durch Makemake sind besonders selten, da er sich gegenwärtig durch ein relativ sternarmes Himmelsareal bewegt. Diese sich im letzten Jahr ergebende Gelegenheit wurde deshalb von einem internationalen Astronomenteam für eine ausgedehnte Beobachtungskampagne genutzt. Die Astronomen beobachteten das nur von Südamerika aus sichtbare Ereignis mit sieben verschiedenen, in Chile und Brasilien befindlichen Teleskopen. Drei der eingesetzten Teleskope, das Very Large Telescope (VLT), das New Technology Telescope (NTT) und das Teleskop TRAPPIST (kurz für „TRAnsiting Planets and PlanetesImals Small Telescope“), befinden sich an des Standorten La Silla und Paranal der europäischen Südsternwarte (ESO) in den chilenischen Anden.

Durch die im Rahmen der Sternbedeckung erfolgten Beobachtungen konnte erstmals überprüft werden, ob Makemake über eine Atmosphäre verfügt. Der Zwergplanet umkreist die Sonne auf einer Umlaufbahn, welche sich in noch größerer Entfernung befindet als die Bahn des Zwergplaneten Pluto. Trotzdem gingen einige Wissenschaftler bisher davon aus, dass auch Makemake von einer dünnen Atmosphäre umgeben ist, welche in diesem Fall vermutlich über eine ähnliche chemische Zusammensetzung wie die Atmosphäre des Pluto verfügen sollte.

„Als Makemake vor dem Stern vorbeizog und diesen dabei vollständig bedeckte, verschwand der Stern abrupt, anstatt allmählich zu verblassen. Nach dem Ende der Bedeckung tauchte der Stern ebenso plötzlich wieder auf. Dies bedeutet, dass dieser Zwergplanet über keine nennenswerte Atmosphäre verfügen kann“, so José Luis Ortiz vom Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC) in Spanien, welcher das Team leitete. Im Gegensatz zu Pluto verfügt Makemake somit über keine globale Atmosphäre – zumindestens über keine, welche mehr als ein Tausendstel der Dichte der Plutoatmosphäre aufweist. Das obere Limit einer global vorhandenen Atmosphäre liegt laut den Astronomen bei lediglich vier bis 12 Nanobar. Eine lokal begrenzte Atmosphäre, welche nur einen Teil der Oberfläche überzieht, wäre allerdings theoretisch denkbar und kann durch die durchgeführten Beobachtungen nicht ausgeschlossen werden.

„Bisher sind wir davon ausgegangen, dass durchaus gute Chancen für das Vorhandensein einer Atmosphäre bestünden. Dass dem nicht so ist, zeigt uns wieder einmal, wie viel wir noch über diese rätselhaften Objekte lernen müssen. Diese erste genaue Untersuchung der Eigenschaften von Makemake ist ein großer Fortschritt bei unserem Verständnis der Mitglieder des exklusiven Clubs der eisigen Zwergplaneten“, so José Luis Ortiz weiter.

Durch die Auswertung der gewonnenen Daten konnten die Astronomen verschiedene Parameter von Makemake neu bestimmen. Die aus den Beobachtungen abgeleitete geometrische Albedo des Zwergplaneten liegt bei einem Wert von 0,77± 0,03 – ein Wert, welcher höher ist als bei Pluto und niedrigerer als bei Eris und der in etwa der Albedo von schmutzigem Schnee entspricht. In Kombination mit früheren Messungen ergeben die Beobachtungen für Makemake eine mittlere Dichte von 1,7 ± 0,3 Gramm pro Kubikzentimeter. Dieser Wert wiederum ermöglichte es dem Team, in Kombination mit den sich bei der Sternbedeckung ergebenden Bedeckungszeiten die Gestalt und den Durchmesser von Makemake zu bestimmen. Der Zwergplanet weist demzufolge die Form einer an seinen beiden Polen leicht abgeflachte Kugel auf, deren Achsen 1.430 ± 9 Kilometer beziehungsweise 1.502 ± 45 Kilometer lang sind.

Die präzise Vorhersage und die anschließende Beobachtung einer Sternbedeckung gestaltet sich für Astronomen immer noch als extrem schwierig, da hierfür sowohl die genaue Position eines Sterns am Himmel als auch die Bahnparameter des bedeckenden Himmelskörpers mit einer extrem hohen Genauigkeit bekannt sein müssen. Bereits minimalste Ungenauigkeiten führen zu einer falschen Berechnung des vorausgesagten Finsternispfades. Dies kann dann zur Folge haben, dass sich die Beobachter unter Umständen knapp nördlich oder südlich des Finsternispfades befinden und die erfolgende Bedeckung somit nicht beobachten können (Raumfahrer.net berichtete).

Daher ist diese Beobachtungskampagne, welche im Vorfeld über einen Zeitraum von einen Jahr geplant wurde und an der zahlreiche Astronomen und Instrumente an verschiedenen Standorten in Südamerika beteiligt waren, nicht nur aufgrund der dabei gewonnenen Daten als ein großer Erfolg zu werten. Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurden von Ortiz et al. am 22. November 2012 unter dem Titel „Albedo and atmospheric constraints of dwarf planet Makemake from a stellar occultation“ in der Fachzeitschrift Nature publiziert.

„Pluto, Eris und Makemake gehören zu den größeren Vertretern der vielen eisigen Objekte, die unsere Sonne in einer großen Entfernung umkreisen“, so José Luis Ortiz. „Unsere Beobachtungen haben uns viele neue Erkenntnisse über Makemake vermittelt. In der Zukunft werden wir auf diesen Erkenntnissen aufbauen und diese faszinierenden Objekte noch eingehender untersuchen.“

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• Kuiper-Gürtel und transneptunische Objekte (TNOs)

Fachartikel von Ortiz et al.:

• No global Pluto-like atmosphere on dwarf planet Makemake from a stellar occultation (engl.)

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO, Wikipedia.

Der im Jahr 1780 von dem französischen Astronomen Pierre Méchain entdeckte und im Sternbild Orion gelegene Reflexionsnebel Messier 78 ist etwa 1.600 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 8,3 mag und einer Winkelausdehnung von 8 x 6 Bogenminuten ist er einer der hellsten Reflexionsnebel am nächtlichen Himmel und kann bereits mit kleineren Amateurteleskopen erfolgreich beobachtet werden. Er befindet sich links oberhalb des linken Sterns im „Gürtel“ des Orion.

Die nebenstehende Aufnahme von Messier 78 wurde mit dem 2,2-Meter-Teleskop am La Silla Observatorium in Chile aufgenommen und basiert auf Daten, die der russische Amateurastronom Igor Chekalin im Rahmen des „Hidden Treasures“-Wettbewerbs der ESO zusammengestellt hat. Im Mittelpunkt des Bildes erkennt man das Nebelgebiet von Messier 78, welches sich dabei als ein Paradebeispiel für einen Reflexionsnebel präsentiert.

Als Reflexionsnebel bezeichnen Astronomen ausgedehnte Wolken interstellaren Staubs, welche das Licht benachbarter Sterne reflektieren. Die von den Sternen ausgehende ultraviolette Strahlung ist dabei nicht heiß genug, um den Staub wie bei Emissionsnebeln zu ionisieren und zum Leuchten anzuregen. Stattdessen wird das Sternenlicht durch die mikroskopisch kleinen Staubpartikel gestreut, wodurch der Nebel selbst überhaupt erst für uns sichtbar wird.

Der schwach bläuliche Farbton, den Messier 78 in dieser Aufnahme zeigt, entspricht der tatsächlichen Farbgebung. Solche blauen Schattierungen sind typisch für Reflexionsnebel. Die Reflexion des Sternenlichtes an den Staubpartikeln ist bei Lichtstrahlen mit kürzeren Wellenlängen, also blauem Licht, wesentlich effektiver als bei rotem Licht, welches in längeren Wellenlängenbereichen ausgestrahlt wird.

Neben dem Reflexionsnebel sind in der Aufnahme viele weitere und für die Wissenschaftler wichtige Details erkennbar. So durchzieht ein dichtes Band aus dunklem Staub das Bild von oben links nach unten rechts. Dieses Band schirmt das Licht der dahinterliegenden Sterne ab. Im rechten unteren Bereich des Fotos sind zudem seltsam geformte, rosafarbene Strukturen erkennbar. Bei diesen sogenannten Jets handelt es sich um eng fokussierte Materieströme, welche sich aus Materieauswürfen von gerade erst neu entstandenen Sternen gebildet haben. Die verursachenden Sterne sind noch in dem dichten Staub verborgen und somit im sichtbaren Licht nicht erkennbar.

Die beiden Haupt-Energielieferanten des Reflexionsnebels sind zwei helle Sterne mit den Bezeichnungen HD 38563A und HD 38563B. Zusätzlich beherbergt der Nebel aber noch viele weitere Sterne. Unter anderem erkennt man eine Ansammlung von 45 massearmen und noch relativ jungen Sternen, die der Klasse der sogenannten T-Tauri-Sterne zugeordnet werden. Sie verfügen über ein Alter von weniger als 10 Millionen Jahren und haben die zum Einsetzen der Wasserstoff-Kernfusion notwendige Temperatur noch nicht erreicht. Die Kernfusion stellt die Energiequelle dar, welche für das eigenständige Leuchten von „erwachsenen“ Sternen wie unserer Sonne verantwortlich ist. Untersuchungen an T-Tauri-Sternen sind für Astronomen und Astrophysiker von großer Bedeutung für das Verständnis der ersten Stadien der Sternentwicklung und der Klärung der Frage, unter welchen Umständen sich Planetensysteme bilden können.

Bemerkenswert an Messier 78 ist außerdem, dass der Nebel offensichtlich einer deutlichen Veränderung unterliegt. Im Februar 2004 fotografierte der erfahrene Amateurastronom Jay McNeil die Himmelsregion mit einem Teleskop von lediglich 75 Millimetern Durchmesser und entdeckte auf der Aufnahme überraschenderweise einen hellen Nebel, der zuvor nicht erkennbar war. Bei näheren Untersuchungen zeigte sich schließlich, dass es sich bei dem Objekt um einen stark veränderlichen Reflexionsnebel um einen jungen Stern handelt. Inzwischen wurde dieser mit dem Namen „McNeils Nebel“ belegt. Auf der aktuellen ESO-Aufnahme ist der Nebel als fächerförmige Struktur am unteren Bildrand erkennbar.

Das 2,2-Meter-Teleskop am La Silla Observatorium wurde im Jahr 1984 in Betrieb genommen und ist eine Leihgabe der Max-Planck-Gesellschaft an die Europäische Südsternwarte. Der Wide Field Imager des Teleskops, eine astronomische Kamera mit einem Blickfeld von 34 x 33 Bogenminuten und einem Detektor mit 67 Millionen Pixeln, liefert Bilder, welche nicht nur von besonderem wissenschaftlichen Interesse, sondern auch von einem hohen ästhetischen Wert sind.

Das hier gezeigte Farbbild von Messier 78 entstand durch eine Kombination von mehreren Schwarz-Weiß-Aufnahmen, welche mit drei verschiedenen Farbfiltern angefertigt wurden. Mit diesen Filtern wurde nur blaues, grünes beziehungsweise rotes Licht abgebildet. Diese drei Farben wurden durch Aufnahmen mit einem sogenannten H-alpha-Filter, welcher nur das Licht von leuchtendem Wasserstoffgas passieren lässt, ergänzt. Die Belichtungszeiten für die verschiedenen Filter betrugen zwischen neun und 15,5 Minuten.

Die so gewonnenen Einzelaufnahmen wählte der russische Amateurastronom Igor Chekalin für seine Teilnahme an dem ESO-Bildwettbewerb „ESO’s Hidden Treasures 2010“ aus dem umfangreichen Datenarchiv der ESO aus. Dieser Wettbewerb bot Amateurastronomen die Möglichkeit, die in dem Archiv der ESO enthaltenen und bis dahin noch nicht kalibrierten und nachbearbeiteten Rohbilder am heimischen Computer aufzubereiten. Mit seiner Version des Reflexionsnebels Messier 78 belegte Igor Chekalin bei dem Wettbewerb den ersten Platz. Damit gewann er eine Reise zum Paranal-Observatorium der ESO in Chile, wo er das dortige Very Large Telescope besichtigen wird. Ein Team von Bildbearbeitungsexperten der ESO hat die Rohdaten unabhängig von Igor Chekalin in der höchstmöglichen Auflösung aufbereitet und so das hier gezeigte Bild erzeugt.

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Internetseite der ESO:

• ESO’s Hidden Treasures 2010 – Die Gewinner

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Ein Beitrag von Hans J. Kemm. Quelle: Argelander Institut. Vertont von Peter Rittinger.

In Galaxien sterben regelmäßig Sterne, aber es werden auch neue Sterne geboren, was aber nicht gleichmäßig geschieht: Manchmal gibt es eine wahre Sternentstehungsflut, dann geht die Geburtenrate wieder stark zurück. Die Sterbe- und Entstehungsgeschichte von Sternen in einer Galaxie ist also genaugenommen das kosmologische Tagebuch.
Astronomen ist seit längerem bekannt, dass junge bzw. alte Sterne unterschiedliche Farben und Helligkeiten zeigen. Sollte das Alter einer Galaxie bestimmt werden, konnte man daher das Licht der Sterne zusammen nutzen – was allerdings zu wenig detaillierten Ergebnissen führte. Bei relativ nahen Galaxien können Wissenschaftler jeden Stern einzeln unter die Lupe nehmen – wie im Fall der Großen Magellanschen Wolke. Bei weiter entfernten Galaxien ist dies jedoch nicht mehr möglich. Hier lassen sich zwar aus der Gesamthelligkeit einige Rückschlüsse auf die Entwicklungsgeschichte ziehen, jedoch längst nicht so viele wie aus einzelnen Sternen.
Die an dem Projekt arbeitenden Astronomen haben nun eine neue Methode zur Auswertung dieser galaktischen Tagebücher erprobt. Sterngeburten geschehen typischerweise nicht in völliger Isolation. Sterne werden in Rudeln geboren, in Sternhaufen. Und da diese Sternenhaufen oft gut erkennbar sind, konzentrierten sich die Fachleute explizit auf diese Ansammlungen.

Je mehr Sterne in einer Galaxie entstehen, desto mehr Sternhaufen finden sich in ihr und desto heller sind sie. Das Alter dieser Strukturen lässt sich über das von ihnen ausgehende Licht bestimmen. Auf diese Weise konnte also genau wie anhand von Einzelsternen die Sternentstehungsgeschichte rekonstruiert werden. Der Vorteil dieser Methode ist: Sternhaufen lassen sich auch in relativ weit entfernten Galaxien noch individuell auswerten. Und somit können für eine viel größere Zahl von Galaxien erheblich detailliertere Ergebnisse erzielt werden, als dies bisher möglich war.

Ein erster Testfall war die Anwendung der Methode auf die Große Magellansche Wolke. Durch ihre Nähe zu uns ist es möglich, die Sternhaufen-Methode mit der Farben-Helligkeits-Diagramm-Methode zu vergleichen. Beide Methoden führten für die letzte Milliarde Jahre zu im Wesentlichen identischen Ergebnissen.
Für die entferntere Vergangenheit unterscheiden sich die Ergebnisse jedoch erheblich. Es gibt weit mehr alte Sterne, als man anhand der sichtbaren Sternhaufen erwarten würde. Dieser Befund ist bisher rätselhaft: Hat sich die Art geändert, wie sich Sterne bilden? Oder ist vielleicht die Wechselwirkung der Großen Magellanschen Wolke mit unserer Milchstraße dafür verantwortlich? Hier steht den Wissenschaftlern noch ein ganzes Stück Arbeit bevor.

Raumcon:

• Galaxien – Entstehung und Entwicklung

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Ein Beitrag von Hans J. Kemm. Quelle: ESO 1041.

Astronomen hatten im Jahr 2004 die Entdeckung eines Objekts mit einer Rotverschiebung von z=10 gemeldet, also in einer Entfernung von 13,23 Milliarden Lichtjahren. Folgebeobachtungen konnten diese Entdeckung jedoch bis jetzt nicht bestätigen.
Dafür ist nun ein Entfernungsrekord amtlich. Die Galaxie UDFy-38135539 ist nämlich nicht weniger als 13 Milliarden Lichtjahre, entsprechend der Rotverschiebung von z=8,6 von der Erde entfernt, wie Beobachtungen mit dem SINFONI-Spektrografen am VLT ergeben haben. Entdeckt wurde das Objekt eigentlich schon 2009 mit der neuen Wide Field Camera 3 vom Weltraumteleskop Hubble, ohne allerdings eine genaue Altersangabe machen zu können. Nach Auswertung aller vorliegenden Daten stammt UDFy-38135539 aus einer Zeit, als das Universum nur 600 Millionen Jahre alt war, das sind gerade einmal 4 % seines heutigen Alters.

Zu diesem Zeitpunkt wurde das Weltall langsam durchsichtig. Bis zu einem Alter von etwa 800 Millionen Jahren gab es einen dichten Wasserstoffnebel, der das ultraviolette Licht der jungen Galaxien und Sterne fast vollständig absorbierte. Das erschwert trotz enormem technischen Aufwand das Auffinden fernster Objekte.

Raumcon:

• Proto-Galaxien

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Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: arxiv.org:1010.2490v1. Vertont von Peter Rittinger.

Hyperschnellläufer sind extrem selten. Sie sind auf dem Weg, ihre Heimatgalaxie zu verlassen oder haben das bereits getan, so dass sie alleine durch das Universum fliegen. Um eine Galaxie verlassen zu können, müssen extrem hohe Geschwindigkeiten erreicht werden. Diese hängen von der Masse der jeweiligen Galaxie ab. Daher reichen in der Kleinen Magellanschen Wolke bereits geringere Geschwindigkeiten als in unserer Milchstraße aus, um als Hyperschnellläufer klassifiziert zu werden. Beschleunigt werden diese Sterne meistens dadurch, dass sie aus dicht gedrängten Gruppen von Sternen herausgeschleudert werden. Auch Supernovae in Mehrfachsystemen können einzelne Komponenten sehr stark beschleunigen.

Hyperschnellläufer lassen sich grundsätzlich auf drei Arten entdecken. Zunächst ist es möglich, die Positionsveränderung von Sternen direkt zu vermessen und aus der Veränderung dieser Position die Bewegungsgeschwindigkeit zu bestimmen. Dann kann man durch Spektralanalysen feststellen, wie stark das Spektrum durch den Doppler-Effekt verschoben ist. Durch den Vergleich mit den sonstigen Sternen in der jeweiligen Galaxie kann man feststellen, ob diese gemessene Geschwindigkeit ausreicht, um die Galaxie zu verlassen.

Neben dieser direkten Bestimmung der Geschwindigkeit kann man auch nach den von den Sternen verursachten Schockwellen suchen. Zwischen den Sternen einer Galaxie ist immer auch Gas. Dieses hat nur eine geringe Dichte und ist oft auch ionisiert, es hat aber eine definierte „Schallgeschwindigkeit“. Diese liegt typischerweise bei etwa 10 km/s. Wenn sich ein Objekt schneller durch dieses interstellare Medium bewegt, verursacht es eine Schockwelle. Durch die Verdichtung wird das Gas erwärmt und strahlt im infraroten Bereich.

Die Astronomen des Argelander-Instituts für Astronomie der Universität Bonn haben genau danach gesucht. Dazu wurden Infrarot-Aufnahmen des Spitzer-Weltraumteleskops verwendet. Auf den Aufnahmen hat man nach den Schockwellen gesucht, die im Infrarotbereich (insbesondere im 24-μm-Band) gut zu erkennen sind. Mit dieser Analyse konnten insgesamt zwölf Schockwellen nachgewiesen werden.

Bei allen gefundenen Sternen handelt es sich um sehr schwere Sterne mit kurzer Lebensdauer. Da an den Schockwellen auch die Bewegungsrichtung erkennbar ist und man weiß, dass Hyperschnellläufer meistens aus Clustern von Sternen stammen, kann man ebenfalls vermuten, woher diese Sterne kommen. Man nimmt hierbei an, dass der jeweils nächstgelegene Cluster junger Sterne in der richtigen Richtung die Heimat dieser Sterne sein muss. Weiter entfernte Cluster würden jeweils zu lange Reisedauern erfordern, als dass die Sterne noch existieren könnten.

Die gefundenen Sterne gehören alle unterschiedlichen Varianten der Spektralklassen O und B an. Diese blauen Riesensterne haben typischerweise Massen von einigen 10 Sonnenmassen, was einer Lebensdauer von einigen Millionen Jahren entspricht, also relativ kurz. Das Alter der gefundenen Sterne liegt daher auch zwischen 3 und 10 Millionen Jahren. In dieser Zeit konnten sie Abstände zwischen 195 und 945 Lichtjahre zu ihren Entstehungsregionen erreichen.

Raumcon:

• Hyperschnellläufer-Sterne

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: IOTA-ES, Vereinigung der Sternfreunde, ESA.

Sternbedeckungen durch Asteroiden sind an sich kein allzu seltenes astronomisches Ereignis. Allerdings können diese Sternverfinsterungen in den meisten Fällen nur von „Spezialisten“ beobachtet werden, denn normalerweise verdeckt dabei ein sehr lichtschwacher und mit bloßem Auge nicht erkennbarer Asteroid einen ebenfalls sehr lichtschwachen Stern. Diese Sterne sind dabei meistens nicht viel heller als der bedeckende Asteroid, so dass der Lichtabfall nur mit einem entsprechenden Teleskop beobachtet werden kann und zudem nicht sonderlich spektakulär ausfällt. Die Beobachter müssen dabei zusätzlich darauf vertrauen, dass die Vorhersagen über den Verlauf des Finsternispfades korrekt waren und sie ihre Instrumente auch an den richtigen Orten platziert haben.

Anders jedoch in der Nacht des 8. Juli 2010, wenn der Asteroid (472) Roma von der Erde aus gesehen direkt vor dem Stern Delta Ophiuchi, dem vierthellsten Stern im Sternbild Schlangenträger, vorbeizieht und diesen dabei bedeckt. Zwar ist auch (472) Roma mit einer Helligkeit von lediglich 13,5 mag viel zu lichtschwach, um mit dem bloßen Auge erkennbar zu sein, der Stern Delta Ophiuchi weist dagegen jedoch eine Helligkeit von 2,7 mag auf und ist ohne technische Hilfsmittel erkennbar. Delta Ophiuchi, sein Eigenname lautet Yed Prior, ist etwa 170 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt. Aufgrund des voraus berechneten Pfades des Finsternisverlaufs können somit theoretisch zwischen 23:57 Uhr MESZ in Südfinnland und 00:01 Uhr MESZ in Südportugal Millionen von Menschen Augenzeugen dieses astronomischen Schauspiels werden, ohne dabei ein optisches Hilfsmittel zur Hand nehmen zu müssen.

Der am 11. Juli 1901 von dem italienischen Astronomen Luigi Carnera entdeckte Asteroid (472) Roma verfügt über einen Durchmesser zwischen 47 und 51 Kilometern und wird zum Zeitpunkt der Bedeckung des Sterns Delta Ophiuchi etwa 300 Millionen Kilometer, dies entspricht in etwa zwei Astronomischen Einheiten, von der Erde entfernt sein. Daraus ergibt sich, dass der Streifen, in welchem die erfolgende Sternverfinsterung zu beobachten ist, lediglich etwa 70 Kilometer breit sein wird. Der berechnete Finsternispfad verläuft dabei direkt über Südfinnland, Südschweden, die zu Dänemark gehörende Insel Seeland, Nord- und Westdeutschland, Belgien, Frankreich, Spanien und Portugal. Mehrere europäische Großstädte wie zum Beispiel Stockholm, Kopenhagen, Hamburg, Bremen, Essen, Köln, Bordeaux und Bilbao liegen dabei entweder direkt im vorausberechneten Finsternispfad oder aber an dessen Rändern. Auch die portugiesische Algarve-Küste und die Kanaren befinden sich laut der Berechnungen innerhalb des Pfades der Verfinsterung.

Der Schatten des Asteroiden bewegt sich im Verlauf der Sternverfinsterung mit einer Geschwindigkeit von etwa neun Kilometern pro Sekunde über den europäischen Kontinent. Der in Deutschland liegende Streifen der Sternverfinsterung befindet sich dabei im Zeitraum zwischen 23:57:30 Uhr MESZ an der Ostseeküste und 23:57:59 Uhr MESZ im Grenzgebiet zwischen Deutschland und Belgien im „Asteroidenschatten“.

Der Asteroid verfügt, wie bereits erwähnt, über eine Helligkeit von lediglich 13,5 mag. Der bei der Bedeckung des Sterns erfolgende Lichtabfall beträgt somit 10,8 Größenklassen. Nur ein Beobachter, welcher in der Phase der Verfinsterung ein Teleskop mit einer Öffnung von mindestens acht Zoll einsetzt, kann diesen Lichtabfall im vollen Umfang direkt verfolgen. Für die Benutzer kleinerer Instrumente oder für das bloße Auge wird der Stern dagegen kurzfristig „verschwinden“. Für Beobachter, welche genau in der Mitte der Verfinsterungslinie positioniert sind, ergibt sich dabei eine maximale Bedeckungszeit des Sterns von etwa 5,6 Sekunden. Die Verfinsterung des Sterns wird allerdings nicht schlagartig erfolgen, sondern vielmehr wird es eine deutlich wahrnehmbare Phase geben, in der die Helligkeit abnimmt beziehungsweise am Ende des Ereignisses wieder zunimmt. Diese Phase wird einen Zeitraum von jeweils weniger als einer Sekunde einnehmen.

Da sich der Stern Delta Ophiuchi zum Zeitpunkt der Verfinsterung in einer Höhe von über 30 Grad über dem süd-südwestlichen Horizont befindet, bieten sich optimale Bedingungen für dessen Sichtbarkeit. Die Sichel des abnehmenden Mondes steht zum Zeitpunkt der Verfinsterung noch weit unterhalb des Horizonts und wird die Beobachtung des Ereignisses deshalb nicht weiter stören. Sollten Sie sich jedoch in einer Stadt aufhalten, so könnten Lichtverschmutzung und Dunst die Wahrnehmung der schwächeren Sterne im Sternbild des Schlangenträgers zum Teil erheblich beeinträchtigen. Besonders in Norddeutschland ist der Himmel zudem durch die im Sommer herrschende Mitternachtsdämmerung etwas aufgehellt. Unter diesen Umständen sollten sie es in Betracht ziehen, die Sternbedeckung durch einen Feldstecher zu beobachten, welcher dabei möglichst auf einem Stativ montiert sein sollte.

Wie auch bei einer Sonnenfinsternis kann eine Sternbedeckung nur auf der Zentrallinie der Bedeckung in voller Länge wahrgenommen werden. Außerhalb der im Fall von (472) Roma und Delta Ophiuchi rund 70 Kilometer breiten Finsterniszone wandert der Asteroid vom Beobachter aus gesehen knapp am Stern vorbei. Allerdings ist der exakte Verlauf der Zentrallinie nicht genau bekannt. Sie kann infolge von minimalsten Unsicherheiten bezüglich der Position des Sterns und des exakten Verlaufs der Umlaufbahn des Asteroiden um die Sonne um mehrere Kilometer von dem in den weiter oben gezeigten Karten abweichen.

Zur Verdeutlichung dieses Unsicherheitsfaktors muss erwähnt werden, dass (472) Roma zum Zeitpunkt der Sternbedeckung etwa 300 Millionen Kilometer von der Erde entfernt sein wird. Bei einem Durchmesser des Asteroiden von rund 50 Kilometern entspricht dies einem Winkeldurchmesser von lediglich 34 Millibogensekunden. Somit ist es denkbar, dass sich die tatsächliche Finsterniszone um bis zu 30 Kilometer von dem vorausberechneten Gebiet verschiebt. Zusätzlich beeinflussen der nicht genau bekannte Durchmesser des Asteroiden und dessen Form die Ausdehnung der Finsterniszone. Die vorhergesagte Finsterniszone ist somit lediglich als ein allgemeiner Anhaltspunkt zu verstehen.

Überhaupt sollte man sich bei dieser Sternbedeckung auf Überraschungen einstellen, denn Delta Ophiuchi ist möglicherweise Teil eines Mehrfachsternsystems. Es ist denkbar, dass der Stern einen sehr engen Begleiter besitzt, welcher dann ebenfalls von (472) Roma bedeckt werden könnte. Außerdem sollten Teleskopbeobachter auf Helligkeitsschwankungen des Sterns unmittelbar vor und nach dem Hauptereignis Ausschau halten, denn vielleicht besitzt (472) Roma einen bislang unbekannten Mond, welcher den Stern ein weiteres Mal für einen kurzen Augenblick verschwinden lässt. Aus diesem Grund sollte Beobachter dieses Ereignisses den Stern rechtzeitig „ins Visier“ nehmen und die Beobachtung auch nach dem Ende der Bedeckung für einen geraumen Zeitraum fortsetzten.

Die Sternbedeckung am 8. Juli 2010 bietet die seltene Gelegenheit, ohne den Einsatz großer Instrumente wichtige Daten über den Asteroiden (472) Roma zu sammeln. Mitglieder der IOTA-ES, der International Occultation Timing Association – European Section, werden die Bedeckung deshalb europaweit beobachten und den Zeitpunkt und die Dauer des Ereignisses genau vermessen und auswerten. Sofern genügend Datensätze zusammengetragen werden können, lässt sich aus diesen Daten eine hochgenaue Positionsangabe des Asteroiden erstellen, indem man den exakten Verlauf des Verfinsterungspfades bestimmt. Aus der genauen Dauer der Sternverfinsterung lässt sich zudem der Durchmesser des Asteroiden bis auf wenige Kilometer genau ermitteln. Wenn sich zusätzlich sehr viele Beobachter senkrecht zu dem erwarteten Finsternispfad positionieren, kann dabei sogar das Profil des Asteroiden bestimmt werden. Aus einem solchen Profil lassen sich dann wiederum Rückschlüsse auf die Form von (472) Roma ziehen.
Aus diesem Grund werden Amateurastronomen dazu aufgerufen, ihre Beobachtungsergebnisse an die IOTA-ES zu übermitteln. Die Daten müssen neben den per GPS ermittelten genauen Koordinaten des Beobachtungsstandortes auch die genauen Zeitpunkte der einzelnen Kontaktzeiten enthalten, welche am besten durch ein DCF77-Zeitsignal ermittelt werden. Visuelle Beobachter der Bedeckung verwenden am besten eine Stoppuhr und ein Tonbandgerät, auf welches ein entsprechendes Zeitsignal akustisch eingespielt werden kann. Noch effektiver ist allerdings die optische Aufzeichnung der Bedeckung mittels eines Camcorders oder einer Webcam. Eine genauere Anleitung für eine astronomisch auswertbare Beobachtung des Ereignisses hat die IOTA-ES hier bereitgestellt.

Ihre Beobachtungsresultate können Sie anschließend an die IOTA-ES übermitteln. Ein entsprechendes Formular finden Sie auf dieser Internetseite in deutscher Sprache. Dabei sollten auch erfolglose Beobachtungen weitergeleitet werden. Mit der Kenntnis der „negativen“ Beobachtungskoordinaten kann der exakte Verlauf des Finsternispfades eingegrenzt werden, was zum Beispiel für die Ermittlung eines Profils für (472) Roma von Bedeutung ist. Besuchen Sie diese Seite auch noch einmal vor dem Ereignis, denn eventuell werden dort von der IOTA-ES noch weitere Updates zu der Verfinsterung bereit gestellt.

Die Helligkeit des mit dem bloßem Auge sichtbaren Sterns Yed Prior, die günstigen Sichtbedingungen zum Zeitpunkt des Ereignisses und die optimale Lage des Finsternispfades, welcher ganz Europa abdeckt, bietet die Gelegenheit, die Verfinsterung von Delta Ophiuchi durch (472) Roma zu einer der am besten dokumentierten Sternbedeckungen in der Geschichte der Astronomie werden zu lassen. Voraussetzung hierfür ist allerdings, wie immer in der beobachtenden Astronomie, dass das Wetter mitspielt und der Himmel in der betreffenden Nacht möglichst klar und wolkenfrei erscheint. Außerdem müssen die Beobachter der Sternbedeckung sicherstellen, dass sie auch den richtigen Zielstern ins Auge gefasst haben, denn lediglich 1,04 Grad von Yed Prior entfernt befindet sich der lediglich etwa 0,5 mag lichtschwächere Nachbarstern Yed Posterior.

Raumfahrer.net wünscht Ihnen eine erfolgreiche Beobachtung dieses in dieser Form nur sehr selten zu beobachtenden astronomischen Himmelsschauspiels. Zum letzten Mal konnte eine Sternbedeckung durch einen Asteroiden mit dem bloßen Auge von Europa aus am 19. Oktober 2005 verfolgt werden. An diesem Tag bedeckte der Asteroid (166) Rhodope den 1,36 mag hellen Stern Alpha Leonis im Sternbild Löwe, welcher auch unter seinem Eigennamen Regulus bekannt ist.

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• Himmelsschauspiel
• Asteroidengürtel

Verwandte Seiten:

• IOTA-ES (englisch)
• IOTA-ES Sonderseite zur Bedeckung am 8. Juli 2010 (deutsch)

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: MPIA, JPL, exoplanet.eu.

Wollen Astronomen die Zusammensetzung der Atmosphäre eines Exoplaneten ermitteln, so sind sie dabei auf die Methode der Spektroskopie angewiesen. Bei dieser Vorgehensweise wird das Licht, welches von einem Sternsystem in verschiedenen Wellenlängenbereichen ausgestrahlt wird, künstlich in Hunderte von einzelnen Farben zerlegt. Diese so gewonnenen einzelnen Spektrallinien werden anschließend systematisch analysiert. Aus den so gewonnenen Daten lassen sich Rückschlüsse über das Vorkommen einzelner Molekülarten und somit auch über die chemische Zusammensetzung der beobachteten Sterne und Exoplaneten gewinnen.

Um die viele Lichtjahre entfernten Planeten und ihre Sterne in einer ausreichenden Auflösung darstellen zu können, wurden für derartige Untersuchungen bislang Weltraumteleskope oder aber die größten und modernsten erdgebundenen Teleskope benötigt. Durch eine neue Methode der Datenauswertung, welche eine Gruppe von Astronomen aus den Vereinigten Staaten, Großbritannien und Deutschland entwickelt und erfolgreich getestet hat, wird die Exoplaneten-Spektroskopie jetzt auch deutlich kleineren, billigeren und somit auch weiter verbreiteten bodengebundenen Teleskopen zugänglich.

Im August 2007 führte das Team mit der Infrared Telescope Facility (IRTF), einem lediglich 3 Meter durchmessenden und mit einem Alter von 30 Jahren auch schon recht betagten Infrarot-Teleskop auf dem Maua Kea auf Hawaii, spektroskopische Beobachtungen an dem Exoplaneten HD 189733 b und dessen Zentralgestirn HD 189733 A durch. HD 189733 b benötigt etwa zwei Tage und fünf Stunden, um seinen etwa 63 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernten Zentralstern zu umkreisen. Mit einer Masse von ungefähr dem 1,13-fachen der Jupitermasse handelt es sich hierbei um einen Exoplaneten aus der Gruppe der sogenannten „Hot Jupiters“.

Von der Erde aus gesehen verschwindet HD 189733 b auf seiner Orbitbahn in regelmäßigen Abständen hinter dem Zentralgestirn. Das Spektrum des Planeten lässt sich dabei bestimmen, indem man das von dem Gesamt-System direkt vor einer solchen „Planetenfinsternis“ empfangene Licht mit dem während der eigentlichen Finsternis empfangenen Licht vergleicht. Moleküle, welche bei der Finsternis nicht mehr nachgewiesen werden können, kann man eindeutig der Atmosphäre des Planeten zurechnen und nicht etwa dem Stern. Allerdings sorgen bei derartigen Messungen Turbulenzen in der Erdatmosphäre für Störungen und Messfehler, deren Einfluss auf die Korrektheit des Messergebnisses sich nur schwer beurteilen und anschließend korrigieren lassen.

Jeroen Bouwman vom in Heidelberg ansässigen Max-Planck-Institut für Astronomie erklärt dazu: „Mit einer neu entwickelten Kalibrationsmethode können wir die Lichtveränderungen, die sich durch die Planetenfinsternis ergeben, von den Lichtveränderungen durch atmosphärische Turbulenzen und von Störsignalen des Detektors unterscheiden.“ Für die Entwicklung der dafür verwendeten Methode benötigten die Wissenschaftler fast zwei Jahre. Dieser zeitliche Aufwand hat sich allerdings gelohnt. Mittels der neu entwickelten Auswertungssoftware können die bei den Messungen auftretenden Störeffekte nun auch bei deutlich leistungsschwächeren Instrumenten eliminiert werden, da es möglich ist, das extrem schwache Spektrum des Exoplaneten von dem dominanten Hintergrund des Zentralsterns und der Erdatmosphäre zu trennen.

Zuvor waren derartige Messungen mit der erforderlichen Präzision nur mit Hilfe von Weltraumteleskopen oder mit erdgebundenen Großteleskopen möglich gewesen. Deren Beobachtungszeit ist jedoch streng rationiert und zudem sehr teuer. Durch die neue Methode sind die spektrografischen Messungen ab jetzt auch mit bodengebundenen Teleskopen durchführbar, deren Spiegeldurchmesser lediglich wenige Meter beträgt. Der Erstautor der am 4. Februar 2010 in der Fachzeitschrift Nature veröffentlichten Studie, Mark Swain vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA, erläutert dies weiter: „Dass wir unsere neuen Ergebnisse mit einem vergleichsweise kleinen, bodengebundenen Teleskop gewinnen konnten, ist geradezu sensationell. Dies bedeutet, dass die größten bodengebundenen Teleskope mit Hilfe dieser neuen Methode in der Lage sein müssten, erdähnliche Exoplaneten zu untersuchen. Optimale Beobachtungsbedingungen vorausgesetzt sollten wir sogar in der Lage sein, mit bereits jetzt vorhandenen Instrumenten organische Moleküle nachzuweisen.“

Und genau dies ist zugleich auch eines der großen Ziele der Exoplaneten-Forscher und allgemein ein Schlüsselziel der modernen Astronomie. Die Untersuchung der chemischen Eigenschaften erdähnlicher Planeten außerhalb unseres Sonnensystems stellt einen wichtiger Schritt bei der Suche nach bewohnbaren Exoplaneten oder, noch weiter gedacht, bei der Suche nach Spuren von Leben auf solchen Planeten dar. Thomas Henning, Direktor am Max-Planck-Institut für Astronomie und Co-Autor der Studie, fügt hinzu: „Hier zeigt sich das Potenzial von neuen Instrumenten wie dem Spektrografen LUCIFER, der derzeit am Large Binocular Telescope in Arizona installiert wird.“

Die Atmosphäre des Exoplaneten HD 189733 b wurde bereits im Jahr 2008 durch das Weltraumteleskop Hubble untersucht. Dabei konnten unter anderem Wasser, Methan und Kohlendioxid nachgewiesen werden. Bei den aktuellen Beobachtungen des Teams um Mark Swain konnte dieser Nachweis bestätigt werden. Die gewonnenen Daten stimmen so gut mit denen des Weltraumteleskops überein, dass die Wissenschaftler sehr optimistisch sind, in Zukunft zahlreiche weitere Exoplaneten mit vergleichsweise einfachen und billigen Mitteln vom Boden aus erfolgreich untersuchen zu können.

Die ersten Beobachtungen mit der neuen Methode haben jedenfalls bereits interessante Erkenntnisse zu den Eigenschaften der Atmosphären von HD 189733 b erbracht. Bisherige Modelle basieren auf der Annahme, dass Veränderungen in der Atmosphäre eines Exoplaneten vergleichsweise langsam ablaufen müssen. Bei den Beobachtungen von HD 189733 b stellte man jedoch fest, dass sich auf dessen Tagseite unerwartet starke Emissionen von Methan nachweisen lassen. Dies wiederum ist ein Anzeichen für eine bisher nicht näher bestimmte, aber auf jeden Fall sehr starke Aktivität in dessen Atmosphäre. „Dies stellt lediglich einen Vorgeschmack auf die Überraschungen dar, welche wir bei der Erforschung von Exoplaneten noch erleben werden“, so Mark Swain.

Bis zum heutigen Tag sind uns insgesamt 429 Exoplaneten bekannt. Bei den meisten dieser Planeten handelt es sich um jupiterähnliche Gasriesen, welche sich wiederum auf Bahnen bewegen, die in unmittelbarer Umgebung ihres Zentralgestirns verlaufen. Einige wenige Exoplaneten werden aber von ihrer Masse her auch bereits der Kategorie der sogenannten „Supererden“ zugerechnet. Die Wissenschaftler sind optimistisch, dass es dem Weltraumteleskop Kepler gelingen wird, erstmals auch Exoplaneten von der Größe der Erde nachzuweisen. Die jetzt entwickelte Untersuchungsmethode hat die Möglichkeiten für deren zukünftige Erforschung ohne Zweifel erweitert.

Raumcon-Forum:

• Aktuelle Diskussion zu Exoplaneten
• Exoplaneten-Suche – Methoden und Programme

Der Beitrag Neue Methode zur Untersuchung von Exoplaneten erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Lars-C. Depka und Karl Urban. Quelle: : UK’s Science and Technology Facilities Council,STFC, Lars-C. Depka, Kipping et al..

Es hat fast den Anschein, als wäre einigen Astronomen die Suche und das Forschen nach Exoplaneten schon ein wenig langweilig geworden, noch bevor die Frage nach der Existenz einer zweiten Erde beantwortet werden konnte. Seit der Entdeckung des ersten Planeten außerhalb des Sonnensystems sind gut 15 Jahre vergangen und bis dato nur Exoplaneten vom Vielfachen unserer Erde nachgewiesen worden. Doch rückte jüngst eine neue Suche immer mehr in den Fokus einiger Planetologen: Die Suche nach Exomonden, die ihre extrasolaren Heimatwelten umrunden.

Und obschon sich die Monde ferner Welten um einiges kleiner und masseärmer als die aktuell erdähnlichsten der Exoplaneten nehmen, soll der Nachweis einiger derzeit noch hypothetischer Exomonde mittels althergebrachter Technik gelingen.

Grundlage der Arbeitsweise ist die Messung und Auswertung der Eigenbewegung von Sternen durch gravitative Einwirkungen der bzw. des sie umkreisenden Planeten. Man spricht in diesem Zusammenhang von der Doppler-Radialgeschwindigkeitsmethode. Zu Nutze macht man sich in diesem Fall die Tatsache, dass Planet(en) und Stern um ein gemeinsames Schwerkraftzentrum kreisen, welches zu einem hohen Prozentsatz zwar im Inneren des Zentralsterns, nicht jedoch in seinem Zentrum liegt. Vor dem Hintergrund der einwirkenden Gravitationskräfte des Planeten, steht der Stern also nicht still, sondern weist eine Bewegung auf, die ihn – bei Lage auf der Sichtlinie – relativ zur Erde auf uns zu, oder von uns weg bewegt.

Die auf diese Weise geänderte Bewegungsrichtung, sowie die damit zusammenhängenden Geschwindigkeitsänderungen des Sterns lassen sich durch hochauflösende spektroskopische Analysemethoden zuverlässig feststellen. Gegen die laufende Zeit aufgezeichnet, zeigen die Geschwindigkeitsänderungen eine typische Sinuskurve, die die Existenz eines oder mehrerer Planeten möglich erscheinen lässt. Darüber hinaus wird das Licht abhängig von der Bewegungsrichtung relativ zum Beobachter ins Rote oder Blaue verschoben. Aus der so ermittelten Blau- oder Rotverschiebung lässt sich direkt die Bewegungsgeschwindigkeit herleiten, die allerdings nicht die Geschwindigkeitskomponente senkrecht zur Sichtlinie widerspiegelt.

In Zusammenhang damit steht gleichzeitig der auch einschneidende Nachteil der Radialgeschwindigkeitsmethode. Da das Ausmaß des „Wackelns“ der Sterne entscheidend vom Sichtwinkel relativ zum Beobachter abhängt, lässt sich die Planetenmasse nur näherungsweise im Rahmen gewisser Grenzen ermitteln. Schauen wir von der Erde aus gesehen exakt von „oben“ auf das Exoplanetensystem, dann sehen wir den Stern überhaupt nicht wackeln. Beobachten wir das System hingegen von der Kante aus, dann messen wir den größten Effekt.

Prinzipiell soll die Doppler-Radialgeschwindigkeitsmethode nun auch dazu verhelfen, Monde in einem Exoplanet/Exomond-System dingfest zu machen. Die Mehrzahl aller bekannten Exoplanten sind Gasgiganten und Überjupiter, die (wenn es nach jüngsten Vergleichsstudien geht) durchaus von erdähnlichen Monden begleitet werden könnten.

Bislang galt die ganze Aufmerksamkeit bei Beobachtungen mittels der Radialgeschwindigkeitsmethode den Positionsveränderungen, die durch den Orbit eines Planeten um seinen Mutterstern hervorgerufen werden, was den Nachweis eines Exomonds in einem auf diese Weise differenzierten System nicht mit der gebotenen Evidenz zulässt. Schließlich könnten die festgestellten Positionsverschiebungen ursächlich auch durch andersartige Phänomene, wie beispielsweise einen weiteren (kleineren) Planeten hervorgerufen werden.

Durch Adaption und Verfeinerung der Analyseroutinen bezüglich der Planetenpositionen und ihrer Verhaltensweisen, hofft man nun, in absehbarer Zeit terrestrische Monde bis hinunter zu einer Erdmasse um extrasolare Neptune (also [Gas-]Planeten von wenigstens 20 Erdmassen), sowie ihre Abstände zum Zentralstern und Planeten, ermitteln zu können. Von den aktuell über 370 bekannten Exoplaneten befinden sich etwa 10% von ihnen innerhalb der jeweiligen habitablen Zone um ihren Zentralstern. Jedoch sind sämtliche dieser knapp 30 Planeten als Über- bzw. Jupiter einzustufen. Diese Art Gasgiganten sind nach derzeit geltender Interpretation nicht dazu geeignet, Leben (so wie wir es kennen) hervorzubringen.

Eine weitere Gelegenheit nach Nischen zu fahnden, die kohlenstoffbasiertem Leben nicht grundsätzlich abträglich gegenüberstehen, liegt also in der Suche nach erdähnlichen Gesteinsmonden um die Gasriesen. Gewissen Grund zum (spekulativen) Optimismus liefert die Tatsache, dass allein die beiden größten Planeten unseres Sonnensystems mehr als 120 bekannte Monde aufweisen, von denen einer, der Titan, über eine dichte Atmosphäre verfügt.

Eine aktuelle Veröffentlichung eines englisch-italienischen Forscherteams kommt zu dem Schluss, dass auch das im März 2009 gestartete Weltraumteleskop Kepler technisch in der Lage sein dürfte, Exomonde zu entdecken. Anders als oben beschrieben, setzt der NASA-Satellit auf die exakte Helligkeitsmessung tausender Sterne. Zieht ein Planet an seinem Gestirn vorbei, verringert sich dessen Helligkeit.

Anhand bereits bekannter, mit dieser Methode entdeckte Planeten, müssten jedoch nicht immer zur richtigen Zeit erscheinen, ihr Transit wäre durch den Einfluss kleinerer Monde gewissen Schwankungen unterworfen. Exomonde werden Transitzeiten verzögern und die Transitdauer verändern. Die Autoren sagen voraus, dass mit Kepler Exomonde bis zu einer Masse von 0,2 Erdmassen nachweisbar wären. Zuerst jedoch muss das Teleskop genügend Planeten entdecken.

Raumcon

• Exoplaneten
• Delta II D7925-10L mit Kepler

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Ein Beitrag von Timo Lange. Quelle: arXiv:0908.0529.

Die mögliche Entdeckung hat wichtige Implikationen für die Verteilung von Planeten in unserer Galaxie. Das Weltraumteleskop Hubble könnten helfen, die Beobachtung zu bestätigen.
Der vermutete Planet befindet sich in einer Entfernung von mindestens 20.000 Lichtjahren und gehört damit zu den am weitesten entfernten bekannten Planetenkandidaten. Er erhielt seinen klangvollen Namen MOA-2008-BLG-310-L b nach dem Microlensing-Ereignis, durch das seine Existenz bekannt wurde. Es handelt es sich erst um den neunten Planeten, der auf diese Weise entdeckt werden konnte.

Am 6. Juli 2009 wurde das Microlensing-Ereignis durch die japanisch-neuseeländische Microlensing Oberservation in Astrophysics-Kollaboration (MOA) aufgefangen, woraufhin diese zwei Tage später, 12 Stunden vor dem Höhepunkt des Ereignisses, einen Alarm auslöste. Daraufhin begann das internationale Microlensing Follow Up-Netzwerk (μFUN) drei Stunden später intensive Beobachtungen. Insgesamt waren sechs Observatorien an den Folgebeobachtungen beteiligt, wobei es aber nur der μFUN-Station in Bronberg, Südafrika, aufgrund der günstigen Beobachtungsposition gelang, den Höhepunkt des Ereignisses aufzuzeichnen.

Ein Microlensing-Ereignis entsteht, wenn ein Stern vor einer sehr weit entfernten Lichtquelle entlangläuft, genau in dem Moment, in dem beide Objekte von der Erde aus auf einer Linie liegen. Dabei wird das Licht durch die Schwerkraft des näher gelegenen Sterns oder Sonnensystems ungefähr wie bei einer optischen Linse abgelenkt. Durch den Linseneffekt wird das Licht der Hintergrundquelle deutlich verstärkt. Da die Vordergrundmasse vor der Lichtquelle im Hintergrund entlangläuft, lässt sich der zeitliche Verlauf der Lichtverstärkung in einer Lichtkurve darstellen. Durch eine Analyse dieser Lichtkurve ist es möglich, darauf zu schließen, ob die Linse aus einem oder mehreren Massepunkten besteht. Ist nur eine Linsenmasse erkennbar, handelt es sich um einen Stern ohne Planeten. Sind zwei Massen erkennbar, lässt sich aus den Daten sogar das Verhältnis dieser beiden Massen bestimmen. Kennt man aufgrund einiger wohlbegründeter Vermutungen über die Eigenschaften des Sterns bestimmte Maßzahlen, lässt sich dessen Masse abschätzen. Zusammen mit der Information über das Massenverhältnis ist es so möglich, zwischen einem Binärsystem und der Anwesenheit eines Planeten zu unterscheiden.

Im Fall von MOA-2008-BLG-310-L b stimmt eine Masse von rund 75 Erdmassen am besten mit den zugrunde gelegten Modellen und der Lichtkurve überein. Unter Berücksichtung weiterer Annahmen beträgt der Abstand zum Stern 1,25 Astronomische Einheiten (1 AE = 150 Millionen Kilometer), was ihn direkt auf der Schneegrenze des dortigen Sonnensystems platzieren würde.

Bestätigung durch Hubble?
Aufgrund der meist großen Entfernung bei Planeten, die durch Mircolensing entdeckt werden, ist eine erdbasierte Folgebeobachtung zur Bestätigung der Daten nicht möglich. Mircolensing-Planeten bleiben daher für die absehbare Zukunft eher unsichere Planetenkandidaten. Auch weitere interessante Daten, wie der Durchmesser des Planeten oder die Exzentrizität seiner Orbitalbahn lassen sich nicht bestimmen. Zumindest eine Bestätigung der vorliegenden Daten könnte aber in diesem Fall durch den Einsatz des kürzlich aufgerüsteten Hubble-Weltraumteleskops erfolgen.

Bereits zum Einsatz kam das mit einer neuartigen adaptiven Optik ausgestattete Instrument NaCo des europäischen Very Large Telescope (VLT). Mit NaCo konnte eine weitere durch die Linse beinflusste Lichtquelle ausgemacht werden, welche scheinbar nur 130 Millibogensekunden neben der Hintergrundquelle liegt. Dieses Licht stammt wahrscheinlich von dem Linsensystem selbst, möglicherweise aber auch von einem Begleiter der Hintergrundquelle oder von einem anderen, zufälligen, nicht-assoziierten Stern. Nur wenn das zusätzliche Licht nicht von einer weiteren Quelle stammt, stimmen jedoch die von den Wissenschaftlern angegebenen Daten über den Stern und den Planeten. Hubble wäre in der Lage zwischen den verschiedenen Möglichkeiten zu unterscheiden und könnte auf diese Weise die Daten bestätigen. Allerdings müsste ein Hubble-Einsatz sehr schnell erfolgen, da die Hintergrundquelle mit einer relativen Geschwindigkeit von 5 Millibogensekunden pro Jahr weiterwandert und somit bald kein Microlensing mehr stattfinden wird.

Sollte sich die Existenz von MOA-2008-BLG-310 L b bestätigen, wäre dies ein starker Hinweis darauf, dass auch in der Zentralregion unserer Galaxie Planeten nicht selten vorkommen.

Raumcon:

• Exoplaneten-Thread

Quelle (pdf):

• Bennet et al.:Sub-Saturn Planet MOA-2008-BLG-310Lb: Likely To Be In The Galactic Bulge (beim ApJ eingereicht)

Der Beitrag Möglicher Exoplanet in Bulge der Milchstraße entdeckt erschien zuerst auf Raumfahrer.net.