Quelle: ASTRON NL, 17. Juli 2025.

17. Juli 2025 – Dwingeloo – Entdeckung einer neuen Klasse kosmischer Radioemitter

Die Quelle mit der offiziellen Bezeichnung ILT J163430+445010 scheint zu einer bisher unbekannten Klasse von Objekten zu gehören, die als Long-Period Transients (LPTs) bekannt sind: rätselhafte Himmelskörper,
die viel langsamer als typische Pulsare helle Radiopulse aussenden.

Dieses System, das Tausende von Lichtjahren von der Erde entfernt ist, erzeugt alle 14 Minuten Radiopulse und weist dabei eine außergewöhnliche Eigenschaft auf. Einige Pulse haben Radiowellen, die sich im Kreis drehen (zirkulare Polarisation), während andere in geraden Linien schwingen (lineare Polarisation). „J1634+44 ist selbst unter der kleinen Population von Langzeit-Transienten, die bisher gefunden wurden, einzigartig“, sagte Sanne Bloot. „Sein schneller Polarisationswechsel von zirkular zu linear wurde bisher noch bei keinem anderen Objekttyp beobachtet und bietet uns eine seltene Gelegenheit, die Physik hinter diesen hellen und rätselhaften Impulsen zu untersuchen.“

Um die Natur des Objekts zu identifizieren, das die Impulse aussendet, kombinierten die Forscher Radiobeobachtungen mit Beobachtungen im Infrarot-, optischen und ultravioletten Bereich. Ihre Analyse deutet auf einen Weißen Zwerg hin: den heißen, dichten Kern, der übrig bleibt, wenn ein Stern wie unsere Sonne stirbt. Dieser Weiße Zwerg hat eine Oberflächentemperatur zwischen 15.000 und 33.000 Grad Celsius und ist damit viel heißer als unsere Sonne.

Hinweise auf einen versteckten Begleiter, der die Radioemissionen auslöst

Eine weitere außergewöhnliche Eigenschaft dieser Objekte ist, dass die Radiopulse in einem merkwürdigen Rhythmus eintreffen: Sie kommen paarweise, aber erst nachdem sich der tote Stern mehrmals gedreht hat, ohne dass dabei erkennbare Signale erzeugt wurden. Astronomen glauben, dass dieses Muster darauf hindeutet, dass der Weiße Zwerg einen Begleiter hat, möglicherweise einen anderen toten Stern oder einen gescheiterten Stern, einen sogenannten Braunen Zwerg, der durch magnetische Wechselwirkungen die Radioemissionen auslöst.

„Bemerkenswert ist, dass die Zeit zwischen den Impulspaaren einem choreografierten Muster zu folgen scheint“, sagte Dr. Harish Vedantham, Astronom bei ASTRON und Mitautor der Studie. „Wir glauben, dass dieses Muster wichtige Informationen darüber enthält, wie der Begleiter den Weißen Zwerg dazu veranlasst, Radiowellen auszusenden. Eine fortgesetzte Beobachtung sollte uns helfen, dieses Verhalten zu entschlüsseln, aber im Moment stehen wir vor einem echten Rätsel.“

Bislang wurden nur zehn dieser langsam pulsierenden Radioquellen gefunden, sodass jede neue Entdeckung für das Verständnis ihrer Funktionsweise von großem Wert ist. Im Gegensatz zu den meisten früheren Entdeckungen, die hinter Staubwolken und Sternen verborgen waren, befindet sich diese in einem relativ klaren Teil des Himmels und kann detailliert untersucht werden.

Die Entdeckung wurde durch eine systematische Suche nach Impulsen in den Daten des LOFAR Two Metre Sky Survey ermöglicht, einer hochempfindlichen Untersuchung des nördlichen Himmels. Da LOFAR seine Himmelsuntersuchung fortsetzt, erwartet das Team, noch mehrere solcher Objekte zu entdecken. Diese bevorstehenden Entdeckungen könnten endgültig erklären, wie tote Sterne als radioemittierende Leuchtfeuer wieder zum Leben erweckt werden.

J1634+44 wurde gleichzeitig mit dem CHIME-Teleskop von einem Team unter der Leitung von Dr. Fengqiu Adam Dong entdeckt. Ihre Arbeit mit dem Titel „CHIME/FRB Discovery of an Unusual Circularly Polarized Long-Period Radio Transient with an Accelerating Spin Period” wurde im Astrophysical Journal Letters veröffentlicht.

LOFAR enthüllt seltene pulsierende tote Sterne

IDie Quelle wurde bei einer systematischen Suche nach ungewöhnlichen Radiosignalen im Rahmen des LOFAR Two-Metre Sky Survey entdeckt, der große Bereiche des nördlichen Himmels überwacht. Dank der Empfindlichkeit von LOFAR für zirkular polarisierte Radiowellen, die sich wie Korkenzieher drehen, konnte das Team die charakteristische Signatur dieses Systems erkennen. Über einen Zeitraum von fast vier Jahren verfolgten die Astronom*innen die Quelle und zeichneten 19 separate Radiobursts auf. Der hellste davon war hunderte Male stärker als das schwächste nachweisbare Signal.

Diese Entdeckung zeigt, wie moderne Radioteleskope seltene kosmische Phänomene aufdecken können, die für Asteronom*innen bisher unsichtbar waren. Während LOFAR seine Himmelsdurchmusterung fortsetzt, erwartet das Team, mehrere weitere dieser mysteriösen, Radiowellen aussendenden toten Sternsysteme zu entdecken, die eine völlig neue Population kosmischer Objekte offenbaren könnten. Diese Forschung und die zu erwartenden weiteren Entdeckungen könnten endgültig erklären, wie tote Sterne als radioemittierende Leuchtfeuer wieder zum Leben erweckt werden können.

Forschungsteam

Die Forschungsergebnisse wurden in Astronomy & Astrophysics veröffentlicht und sind das Ergebnis einer Zusammenarbeit zwischen ASTRON, der Universität Groningen, der Universität Amsterdam, der Universität Texas in Austin, der Universität Hawaii, der Universität Leiden und der Universität Edinburgh.

Artikel:

1) Strongly polarised radio pulses from a new white dwarf hosting
long-period transient: https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2025/07/aa55131-25/aa55131-25.html

2) CHIME/FRB Discovery of an Unusual Circularly Polarized Long-Period Radio Transient with an Accelerating Spin Period: https://arxiv.org/abs/2507.05139

Über LOFAR ERIC:

LOFAR (LOw Frequency ARray) ist das weltweit größte und empfindlichste Radioteleskop, das bei niedrigen Frequenzen (10–240 MHz) eingesetzt werden soll. Es besteht aus 52 Antennenstationen, die strategisch günstig in ganz Europa verteilt sind: in den Niederlanden, Frankreich, Deutschland, Irland, Lettland, Polen, Schweden und dem Vereinigten Königreich. Der Bau von zwei weiteren internationalen Stationen in Italien und Bulgarien ist geplant.

LOFAR wurde ursprünglich von ASTRON (dem niederländischen Institut für Radioastronomie) entwickelt und hat die Niederfrequenz-Radioastronomie revolutioniert, was in den letzten zehn Jahren zu einer beeindruckenden Anzahl wissenschaftlicher Veröffentlichungen geführt hat. LOFAR bietet eine unübertroffene Empfindlichkeit – über 100 Mal besser als frühere Teleskope, die bei diesen Frequenzen eingesetzt wurden – mit einer außergewöhnlichen Bildauflösung und multidirektionalen Beobachtungsmöglichkeiten.

Seit Dezember 2023 wird die Infrastruktur von LOFAR ERIC verwaltet, einer einzigen juristischen Person in der Europäischen Union, deren Gründungsmitglieder Bulgarien, Deutschland, Irland, Italien, die Niederlande und Polen sind. Mit dem Beitritt Schwedens und des Vereinigten Königreichs ist die Gesamtzahl der Mitglieder auf acht Länder gestiegen, wobei die fortgesetzte Zusammenarbeit mit Instituten in Frankreich und Lettland eine weitere Beteiligung an der verteilten Infrastruktur und dem Forschungsprogramm von LOFAR sicherstellt.

LOFAR führt derzeit eine umfassende Aufrüstung (LOFAR 2.0) durch, die seine wissenschaftlichen Forschungskapazitäten erheblich verbessern und erweitern wird.

Auswirkungen auf die Forschung

Die umfassenden Datenarchive von LOFAR ermöglichen Forschern weltweit den Zugriff auf und die Analyse von vielfältigen astronomischen Beobachtungen und fördern so die globale wissenschaftliche Zusammenarbeit. Diese Archive enthalten detaillierte Beobachtungen von Galaxien und anderen kosmischen Phänomenen und dienen als dynamische Ressource zur Vertiefung unseres Verständnisses des Universums.
Die leistungsstarken Rechen- und Datenspeichereinrichtungen für LOFAR – sowohl inhaltlich als auch vom Umfang her astronomisch – werden in verteilten Rechenzentren in Amsterdam (Niederlande), Jülich (Deutschland) und Posen (Polen) gehostet.

ASTRON ist das niederländische Institut für Radioastronomie und gehört zur Institutsorganisation der NWO. Unsere Mission ist es, Entdeckungen in der Radioastronomie zu ermöglichen. Dazu entwickeln wir neue und innovative Technologien, setzen Weltklasse-Radioastronomieanlagen wie das Westerbork Synthesis Radio Telescope (WSRT) und das Low Frequency Array (LOFAR) ein und betreiben astronomische Grundlagenforschung.

Übersetzung: DeepL.com / Stefan Goth

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• Radioteleskop LOFAR

Der Beitrag ASTRON: Astronomen entdecken ein Sternsystem mit einem Weißen Zwerg, das helle Radiowellenimpulse mit einem seltsamen Rhythmus aussendet. erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Friedrich-Schiller-Universität Jena 17. Januar 2024.

17. Januar 2024 – Die Menschen der Antike kannten fünf Planeten: Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn, die sie für „Wandelgestirne“ hielten. Erst mit der kopernikanischen Wende im 16. Jahrhundert wurde auch die Erde selbst zu einem Planeten, der ebenso wie die bis dahin bekannten und die später entdeckten Vertreter Uranus und Neptun um unseren Planeten-Mutterstern – die Sonne – kreisen. Bis vor rund drei Jahrzehnten waren diese acht die einzigen bekannten Planeten überhaupt.

Seither hat sich die bekannte Planetenfamilie im Universum jedoch enorm erweitert: Nach der Entdeckung der ersten Vertreter außerhalb unseres Sonnensystems, ist die Zahl sogenannter extrasolarer Planeten (oder kurz Exoplaneten) heute bis auf über 5.000 angewachsen. „Während die große Mehrheit von ihnen wie die Planeten in unserem Sonnensystem um Einzelsterne kreisen, sind manche Exoplaneten aber auch Teil eines Mehrfachsternsystems“, sagt Kai-Uwe Michel, Doktorand am Astrophysikalischen Institut der Universität Jena. Er hat gemeinsam mit seinem Kollegen Dr. Markus Mugrauer in einer aktuellen Studie untersucht, wie viele der inzwischen bekannten Planeten-Muttersterne einen oder sogar mehrere Begleitsterne besitzen und welchen Einfluss diese stellare Multiplizität auf die Eigenschaften der Planetensysteme hat. Ihre Ergebnisse stellen die beiden Astrophysiker im Fachmagazin Monthly Notices of the Royal Astronomical Society vor.

Hunderte Begleitsterne von Planeten-Muttersternen neu entdeckt
Ihre Untersuchungen haben die beiden Forscher mithilfe von Beobachtungsdaten des Weltraumteleskops „Gaia“ der europäischen Weltraumagentur ESA durchgeführt und mehr als 2.200 Planeten-Muttersterne auf mögliche Begleitsterne untersucht. Bei etwa jedem fünften Planeten-Mutterstern wurden sie fündig. Insgesamt konnten sie mehrere Hundert neue Begleitsterne nachweisen. Damit steigt entsprechend auch die Zahl der bekannten Exoplaneten, die in Mehrfachsternsystemen zu finden sind. Dabei wurden Begleitsterne sowohl mit sehr geringen Abständen zu den Planeten-Muttersternen von nur wenigen astronomischen Einheiten (AE) gefunden, als auch weit entfernte Begleiter mit Abständen von bis zu 10.000 AE. Eine AE entspricht einer Strecke von ca. 150 Millionen Kilometer, was in etwa dem mittleren Abstand der Erde zur Sonne entspricht. Auch die Massen der detektierten Begleitsterne sind sehr unterschiedlich und reichen von ca. acht Prozent der Sonnenmasse für die masseärmsten bis zu 2,4 Sonnenmassen für die massereichsten Begleiter.

Neben Sternen wurden zudem auch eine Reihe von sub-stellaren Objekten, sogenannte Braune Zwerge, als Begleiter von Planeten-Muttersternen entdeckt. Die Mehrheit der detektierten Mehrfachsternsysteme mit Exoplaneten sind Doppelsterne. In vier dieser Systeme wurden Exoplaneten sogar um jeden der beiden Sterne dieser Systeme gefunden. Des Weiteren konnten bei einigen Planeten-Muttersternen gleich zwei Begleitsterne detektiert werden, die zusammen mit den Muttersternen hierarchische Dreifachsternsysteme bilden.

Schwergewichte unter den Exoplaneten häufiger in Mehrfachsternsystemen
So verschieden die Eigenschaften der entdeckten Sternsysteme mit Exoplaneten sind, so vielfältig erweisen sich auch die physikalischen und dynamischen Eigenschaften der Planeten in diesen Systemen. So unterscheiden sich etwa die Massen von Einzelstern- und Mehrfachsternplaneten deutlich voneinander. Im Mittel weisen Planeten in Mehrfachsternsystemen eine neun Mal höhere Masse auf als Einzelsternplaneten. Auch die Masse der Muttersterne selbst ist im Mittel höher, wenn diese Mitglieder von Sternsystemen sind. In Mehrfachsternsystemen ist zudem die Masse der Planeten vom gravitativen Störeinfluss des Begleitsterns abhängig. Je stärker dieser ist, desto höher ist im Mittel auch die Planetenmasse. Auch die Häufigkeit der massereicheren Braunen Zwerge in diesen Systemen wächst mit dem gravitativen Störeinfluss des Begleitsterns.

„Eine weitere wichtige Eigenschaft von Planeten ist die Exzentrizität ihrer Umlaufbahn“, erläutert Dr. Mugrauer. Diese wirke sich beispielsweise auf den mittleren Strahlungsfluss aus, den ein Planet von seinem Mutterstern empfängt, was unter anderem seine Oberflächentemperatur stark beeinflusst. „Es zeigte sich nun, dass diejenigen Exoplaneten mit den größten Bahn-Exzentrizitäten alle in Mehrfachsternsystemen zu finden sind.“ Zudem erhöht sich die Bahn-Exzentrizität von Planeten in diesen Sternsystemen mit dem gravitativen Störeinfluss des Begleitsterns.

Originalpublikation:
Kai-Uwe Michel, Markus Mugrauer, Gaia search for (sub)stellar companions of exoplanet hosts, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 527, Issue 2, January 2024, Pages 3183–3195,
doi.org/10.1093/mnras/stad3196
https://academic.oup.com/mnras/article/527/2/3183/7379625
pdf: https://academic.oup.com/mnras/article/527/2/3183/7379625

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• Exoplaneten

Der Beitrag Extrasolare Welten zwischen mehreren Sonnen erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Universität Bern 9. Juni 2022.

9. Juni 2022 – Braune Zwerge sind geheimnisvolle astronomische Objekte, die die Lücke zwischen den schwersten Planeten und den leichtesten Sternen füllen und eine Mischung aus stellaren und planetarischen Eigenschaften aufweisen. Aufgrund dieser hybriden Natur sind diese rätselhaften Objekte für unser Verständnis sowohl von Sternen als auch von Riesenplaneten von wesentlicher Bedeutung. Braune Zwerge, die einen Zentralstern in ausreichender Entfernung umkreisen, sind besonders wertvoll, da sie direkt fotografiert werden können – im Gegensatz zu den Braunen Zwergen, die zu nahe an ihrem Stern sind und daher von dessen Helligkeit verdeckt werden. Dies ermöglicht es Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftlern, die Details der kalten, planetenähnlichen Atmosphären von Braunen Zwergen um Sterne zu untersuchen.

Trotz bemerkenswerter Anstrengungen bei der Entwicklung neuer Beobachtungs- und Bildverarbeitungstechnologien sind direkte Entdeckungen von Braunen Zwergen, die Begleiter von Sternen sind, jedoch eher spärlich: In fast drei Jahrzehnten der Suche konnten nur etwa 40 dieser Systeme abgebildet werden. Forschenden unter der Leitung von Mariangela Bonavita von der Open University und Clémence Fontanive vom Center for Space and Habitability (CSH) und dem NCCR PlanetS an der Universität Bern ist es nun gelungen vier neue Braune Zwerge direkt abzubilden, wie sie in einer Studie berichten, die soeben in der Zeitschrift Monthly Notices of the Royal Astronomical Society MNRAS veröffentlicht wurde. Dies ist das erste Mal, dass mehrere neue Systeme mit Braunen Zwergen, welche ihren Zentralstern auf einer großen Umlaufbahn umkreisen, gleichzeitig entdeckt wurden.

Innovative Suchmethode
«Braune Zwerge, die in einem weiten Orbit um einen Stern kreisen, sind zunächst einmal selten und ihre direkte Entdeckung stellt eine große technische Herausforderung dar, da die Zentralsterne unsere Teleskope mit ihrer Helligkeit blenden», sagt Mariangela Bonavita. Die meisten Beobachtungen, die bisher durchgeführt wurden, zielten blind auf zufällige Sterne in jungen Sternhaufen ab. «Ein alternativer Ansatz, um die Anzahl der Entdeckungen zu erhöhen, besteht darin, nur solche Sterne zu beobachten, die Hinweise auf ein zusätzliches Objekt in ihrem System zeigen», erklärt Clémence Fontanive. So kann beispielsweise die Art und Weise, wie sich ein Stern unter dem Einfluss von der Schwerkraft eines Begleiters bewegt, ein Hinweis auf letzteren sein, unabhängig davon ob es sich dabei um einen Stern, einen Planeten oder etwas dazwischen handelt.

«Wir haben das COPAINS-Tool entwickelt, das die Arten von Begleitern vorhersagt, die für die beobachteten Anomalien in den Sternbewegungen verantwortlich sein könnten», so Clémence Fontanive weiter. Mit Hilfe des COPAINS-Tools wählte das Forschungsteam 25 nahe gelegene Sterne aus den Daten der Raumsonde Gaia der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) aus, die vielversprechend für die direkte Entdeckung von verborgenen, massearmen Begleitern erschienen. Mit dem SPHERE- Planetensucher am Very Large Telescope in Chile beobachteten sie diese Sterne und entdeckten erfolgreich zehn neue Begleiter, darunter fünf massearme Sterne, einen Weißen Zwerg (einen dichten stellaren Überrest) und, bemerkenswerterweise, vier neue Braune Zwerge mit Umlaufbahnen, die von denen des Jupiters bis zu denen des Pluto reichen.

Erheblicher Anstieg der Entdeckungsrate
«Diese Ergebnisse erhöhen die Zahl der bekannten Braunen Zwerge, die Sterne in großen Entfernungen umkreisen, beträchtlich und erhöhen die Entdeckungsrate im Vergleich zu allen bisherigen bildgebenden Untersuchungen», erklärt Mariangela Bonavita. Im Moment ist dieser Ansatz noch auf die Signaturen von Braunen Zwergen und Sternbegleitern beschränkt, aber zukünftige Phasen der Gaia- Mission werden diese Methoden auf kleinere Massen ausweiten und die Entdeckung neuer riesiger Exoplaneten ermöglichen. Clémence Fontanive fügt hinzu: «Abgesehen davon, dass wir so viele neue Entdeckungen auf einmal gemacht haben, demonstriert unser Programm auch die Leistungsfähigkeit dieser Suchstrategien.»

«Dieses Ergebnis war nur möglich, weil wir davon überzeugt waren, dass die Kombination von weltraum- und bodengestützten Einrichtungen zur direkten Abbildung von Exoplaneten das Ganze größer macht als die Summe seiner Teile. Wir hoffen, dass dies der Beginn einer neuen Ära der Synergie zwischen verschiedenen Instrumenten und Nachweismethoden sein wird», so Mariangela Bonavita abschließend.

Publikation
M. Bonavita, C. Fontanive, R. Gratton, K. Mužić, S. Desidera, D. Mesa, B. Biller, A. Scholz, A. Sozzetti, V. Squicciarini: Results from The COPAINS Pilot Survey: four new BDs and a high companion detection rate for accelerating stars, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 513, Issue 4, July 2022, Pages 5588–5605, DOI: 10.1093/mnras/stac1250
https://academic.oup.com/mnras/article/513/4/5588/6583003

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• Braune Zwerge

Der Beitrag Eine bahnbrechende Anzahl von Braunen Zwergen entdeckt erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Universität Bern.

Sternentstehungsprozesse erzeugen manchmal mysteriöse astronomische Objekte, so genannte Braune Zwerge. Diese sind nicht groß oder heiß genug um als Sterne zu gelten, und in den extremsten Fällen ist ihre Masse so klein und ihre Temperatur so tief wie die von Planeten. Genau wie Sterne wandern Braune Zwerge oft allein durch den Weltraum, können aber auch in Paaren auftreten. Sie sind dann gemeinsam in der Galaxie unterwegs und umkreisen sich gegenseitig.

Forschende unter der Leitung von Clémence Fontanive vom Center for Space and Habitability (CSH) und des Nationalen Forschungsschwerpunkts PlanetS haben nun ein solches merkwürdiges, sternenloses Doppelsystem von Braunen Zwergen entdeckt: Das System CFHTWIR-Oph 98 (oder kurz Oph 98), das aus den zwei sehr massearmen Objekten Oph 98 A und Oph 98 B besteht. Es befindet sich 450 Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Ophiuchus. Die Forschenden waren überrascht, dass sich die beiden Objekte in einer auffallend großen Entfernung umkreisen, nämlich etwa der fünffachen Entfernung von Pluto und der Sonne, was der 200-fachen Entfernung der Erde von der Sonne entspricht. Die Studie wurde soeben in The Astrophysical Journal Letters publiziert.

Extrem niedrige Massen und ein sehr großer Abstand
Das Paar ist ein seltenes Beispiel für zwei Objekte, die in vielerlei Hinsicht extrasolaren Riesenplaneten ähneln, die ohne Mutterstern umeinanderkreisen. Das massereichere der beiden Objekte, Oph 98 A, ist ein junger Brauner Zwerg mit der 15-fachen Masse des Jupiter, der damit ziemlich genau auf der Grenze liegt, die Braune Zwerge von Planeten trennt. Sein Begleiter, Oph 98 B, ist nur 8-mal schwerer als Jupiter.

Astronomische Objekte in solchen Doppelsystemen sind durch eine unsichtbare Verbindung, die als Gravitationsbindungsenergie bezeichnet wird, miteinander verbunden. Diese Verbindung wird stärker, wenn die Objekte massereicher sind oder wenn sie näher beieinander liegen. Mit den extrem niedrigen Massen und dem sehr großen Abstand hat Oph 98 die schwächste Bindungsenergie aller bisher bekannten binären Systeme.

Entdeckung dank Daten von Hubble
Clémence Fontanive und ihre Kolleginnen und Kollegen entdeckten Oph 98 B anhand von Bildern des Hubble-Weltraumteleskops. Clémence Fontantive erklärt: «Massenarme Braune Zwerge sind sehr kalt und geben nur sehr wenig Licht ab, nämlich nur durch infrarote Wärmestrahlung. Diese Wärmestrahlung ist extrem schwach und rot, und Braune Zwerge sind daher nur im Infrarotlicht sichtbar.» Außerdem ist Ophiuchus – der stellare Verband, in dem sich das Doppelsystem befindet – in eine dichte, staubige Wolke eingebettet, die sichtbares Licht streut. «Infrarotbeobachtungen sind die einzige Möglichkeit, durch diesen Staub hindurchzusehen», sagt Clémence Fontanive. «Die Detektion eines Systems wie Oph 98 erfordert zudem eine Kamera mit sehr hoher Auflösung, da der Winkel zwischen den beiden Objekten tausendmal kleiner ist als die Grösse des Mondes am Himmel», fügt sie hinzu. Das Hubble-Weltraumteleskop gehört zu den wenigen Teleskopen, die in der Lage sind, so schwer erkennbare Objekte wie diese Braunen Zwerge zu beobachten und solch enge Winkel aufzulösen.

Weil Braune Zwerge kalt genug sind, bildet sich in ihrer Atmosphäre Wasserdampf, der im Infraroten markante Merkmale erzeugt, die üblicherweise zur Identifizierung Brauner Zwerge verwendet werden. Diese Wassersignaturen können jedoch von der Erdoberfläche aus nur schwer erkannt werden. Da sich Hubble im Vakuum des Weltalls befindet, eignet sich das Teleskop bestens dafür, die Existenz von Wasserdampf bei astronomischen Objekten zu untersuchen. Fontanive erklärt: «Beide Objekte sahen sehr rötlich aus und zeigten deutliche Anzeichen von Wassermolekülen. Dies bestätigte, dass es sich auch bei Oph 98 B höchstwahrscheinlich um einen Braunen Zwerg handelte und nicht um irgendeinen Stern, der zufällig neben Oph 98 A am Himmel steht.»

Das Team untersuchte auch Bilder, die vor 14 Jahren mit dem Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT) auf Hawaii aufgenommen worden waren. Auch auf diesen Aufnahmen waren die beiden Braunen Zwerge sichtbar. «Diesen Sommer haben wir das System erneut von einem anderen hawaiianischen Observatorium aus beobachtet, dem United Kingdom Infra-Red Telescope. Anhand dieser Daten konnten wir bestätigen, dass sich Oph 98 A und B relativ zu anderen Sternen, die sich hinter ihnen befinden, gemeinsam über den Himmel bewegen, also aneinandergebunden sind», erzählt Fontanive.

Ein untypisches Ergebnis der Sternentstehung
Das Oph 98-Binärsystem bildete sich im Sternentstehungsgebiet Ophiuchus vor nur 3 Millionen Jahren und ist damit auf astronomischen Zeitskalen extrem jung. Das Alter des Systems ist viel geringer als die typische Zeit, die für die Entstehung von Planeten benötigt wird. Braune Zwerge wie Oph 98 A entstehen durch die gleichen Mechanismen wie Sterne. Zwar hat sein Begleiter Oph 98 B die Größe eines Planeten. Allerdings verfügt sein Wirt Oph 98 A über zu wenig Materialreserven, um einen Planeten dieser Größe hervorzubringen. «Dies lässt den Schluss zu, dass sich auch Oph 98 B, wie sein Wirt, durch die gleichen Mechanismen gebildet haben muss, welche Sterne erzeugen und es zeigt, dass die Prozesse, die Doppelsterne erzeugen, auf verkleinerten Versionen bis hinunter zu diesen Planetenmassen funktionieren», kommentiert Clémence Fontanive.

«Mit der Entdeckung dieser planetenähnlichen Welten – die selbst bereits ungewöhnliche Produkte der Sternentstehung sind –, die in einer so extremen Konfiguration aneinandergebunden sind, sind wir Zeugen eines unglaublich seltenen Ausgangs von Sternentstehungsprozessen», wie Fontanive abschließend beschreibt.

Publikationsdetails:
Clémence Fontanive et al. : A wide planetary-mass companion to a young low-mass brown dwarf in Ophiuchus, accepted for publication in The Astrophysical Journal Letters,
https://arxiv.org/abs/2011.08871

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• Exoplaneten

Der Beitrag Zwei planetenähnliche Objekte wie Sterne geboren erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Unsere Heimatgalaxie – die Milchstraße – setzt sich aus etwa 200 Milliarden Sternen zusammen. All diese Sterne verfügen über die unterschiedlichsten physikalischen Eigenschaften, anhand derer sie von den Astronomen klassifiziert und bestimmten Gruppen zugeordnet werden können. Die Sonne – das Zentralgestirn unseres heimatlichen Sonnensystems – stellt dabei einen eher durchschnittlich großen Stern dar, welcher der Spektralklasse G2V zugeordnet wird. Die Sonne verfügt über einen Durchmesser von rund 1,4 Millionen Kilometern und beinhaltet etwa 99,86 Prozent der Masse aller in unserem Sonnensystem befindlichen Himmelskörper. Im Gegensatz zu vielen anderen Sternen unserer Heimatgalaxie bewegt sich die Sonne dabei als ‚einzelner Stern‘ um das Massezentrum unserer Galaxie.

Etwa 60 bis 70 Prozent der in unserer Galaxie beheimateten Sterne sind dagegen – im Gegensatz zu der Sonne – Bestandteile von Doppel- oder Mehrfachsternsystemen. Diese Sterne sind gravitativ an ihre jeweiligen Partnersterne gebunden und umkreisen dabei einen gemeinsamen Masseschwerpunkt. Manche dieser Sternpaare bestehen aus zwei mehr oder weniger ’normalen‘ Sternen, welche nur geringfügig unterschiedliche Massen aufweisen. Sobald der Stern mit der etwas höheren Masse altert und sich im Rahmen dieses Prozesses ausdehnt, wird er zu einem Roten Riesen. Material von diesem Stern wird dann zu dem kleineren Partner transferiert und umgibt schließlich beide Sterne mit einer weit ausgedehnten, gasförmigen Hülle. Sobald sich diese Wolke auflöst, nähern sich beide Sterne einander an und es entsteht ein sehr kompaktes Paar aus einem Weißen Zwerg und einem zusätzlichen ‚gewöhnlichen‘ Stern. Derartige Sternsysteme werden von den Astronomen auch als Post-Common-Envelope-Doppelsterne bezeichnet.

Das Doppelsternsystem V471 Tauri
Ein solches Sternenpaar trägt den Namen V471 Tauri. Dieses Doppelsternsystem ist ein Bestandteil des im Sternbild Stier (lateinischer Name „Taurus“) gelegenen offenen Sternhaufens der Hyaden. Der Name „V471 Tauri“ zeigt an, dass es sich bei diesem Objekt um den 471ten in seiner Helligkeit veränderliche Stern (daher das „V“ für „Veränderlich“) handelt, welcher im Sternbild Taurus klassifiziert wurde. Beide Sterne sind schätzungsweise etwa 600 Millionen Jahre alt und befinden sich rund 163 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt. Wie genauere Untersuchungen zeigten, kommen die Helligkeitsänderungen in diesem Fall durch die Doppelnatur des besagten Sternsystems zustande. Beide Sterne liegen sehr dicht beieinander und umkreisen sich gegenseitig alle 12 Stunden. Zweimal pro Umrundung zieht einer der Sterne – von der Erde aus gesehen – vor dem anderen vorbei, was zu regelmäßigen Änderungen in der Helligkeit des Sternpaares führt, da diese sich dabei gegenseitig verdunkeln.

Ein von dem Astronomen Adam Hardy von der Universidad Valparaíso in Chile geleitetes Team verwendete das ULTRACAM-System am New Technology Telescope der Europäischen Südsternwarte (ESO), um diese Helligkeitsänderungen mit einer sehr hohen Präzision zu bestimmen. Die Zeitpunkte des Einsetzens der Verfinsterungen wurden dabei mit einer Genauigkeit von weniger als zwei Sekunden ermittelt. Dabei zeigte sich, dass die Verdunklungszeiten nicht regelmäßig einsetzten. Allerdings konnte das Team die zeitlichen Abweichungen durch die Annahme erklären, dass in der unmittelbaren Umgebung des Doppelsystems ein Brauner Zwerg vorhanden ist, welcher beide Sterne umkreist und der durch seine Anziehungskraft die Umlaufbahn der beiden Hauptsterne beeinflusst. Bei den hierfür angestellten Berechnungen fanden sich zudem Hinweise auf ein zweites, nochmals kleineres Begleitobjekt.

Allerdings war es bisher nicht möglich, einen lichtschwachen Brauen Zwerg, welcher einen so geringem Abstand zu viel helleren Sternen aufweist, tatsächlich abzubilden. Erst das im Mai 2014 in Betrieb genommene Instrument „Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch“ (abgekürzt SPHERE) des Very Large Telescope (VLT) am Pananal-Observatorium der ESO, welches sich in den nordchilenischen Anden befindet, erlaubte es den Astronomen zum ersten Mal mit einer hohen Auflösung den Bereich zu betrachten, an dem sie den Braunen Zwerg erwarteten.

Doch kein Brauner Zwerg
Entdeckt haben sie dabei allerdings – nichts… Und das obwohl die hochauflösenden Aufnahmen des SPHERE-Instruments den vermuteten Braunen Zwerg eigentlich leicht hätten enttarnen sollen. Die Beobachtungsdaten, welche SPHERE liefern kann, sind so hochauflösend, dass die auswertenden Astronomen in der Lage sein sollten, darin einen Begleiter wie einen Braunen Zwerg aufzuspüren, welcher 70.000 mal lichtschwächer als der Hauptstern und lediglich 0.26 Bogensekunden von diesem entfernt ist. Der im Fall von V471 Tauri erwartete Begleiter wurde jedoch zuvor als deutlich heller vorhergesagt. Um nicht durch SPHERE entdeckt zu werden müsste der angenommene Braune Zwerg etwa 15 mal schwächer leuchten als angenommen.

„Es gibt viele Veröffentlichungen, in denen die Existenz solcher zirkumbinären Objekte angenommen wird, aber unsere Ergebnisse liefern einen vernichtenden Beweis gegen diese Hypothese“, so die Anmerkung von Adam Hardy.

Wenn jedoch kein das System von V471 Tauri umlaufendes Objekt existiert – was verursacht dann die merkwürdigen Abweichungen in der Umlaufbahn des Doppelsterns? Hierzu wurden von den Astronomen mehrere Ansätze vorgeschlagen, von denen einige aber bereits wieder ausgeschlossen werden konnten. Eine denkbare Erklärung wäre allerdings, dass der beobachtete Effekt durch Veränderungen im Magnetfeld des größeren der beiden Sterne verursacht wird.

Bei diesem auch als ‚Applegate-Mechanismus‘ bezeichneten Effekt wird der Drehimpuls eines Sterns im Verlaufe eines magnetischen Zyklus zwischen dessen inneren und der äußeren Konvektionszone umverteilt. Dies führt zu einer Änderung der durch die Rotation bedingten Abplattung und damit indirekt auch zu einer Veränderung der Umlaufdauer, welche dabei sowohl zunehmen und als auch abnehmen kann. Laut den bisherigen Beobachtungen der Astronomen treten derartige zyklische Periodenveränderungen fast ausschließlich nur bei bedeckungsveränderlichen Sternen auf, bei denen wenigstens eine der Komponenten eine magnetische Aktivität aufzeigt. Derartige Vorgänge würden zwangsläufig auch zu Veränderungen in der scheinbaren Helligkeit des Doppelsterns führen.

Allerdings müssen jetzt weitere Beobachtungen zeigen, ob das hier beschriebene Szenario auch bei anderen Post-Common-Envelope-Doppelsternen, welche Abweichungen in den Helligkeitsperioden aufweisen, zutreffen könnte. Viele dieser Sterne sind anscheinend nicht ausreichend magnetisch aktiv, um die dort beobachteten Helligkeitsschwankungen ausschließlich mit einer durch Konvektion bedingten Abplattung zu erklären.

„Eine Untersuchung wie diese war seit Jahren notwendig, konnte aber erst mit dem Aufkommen solch leistungsstarker neuer Instrumente wie SPHERE ermöglicht werden. So funktioniert Wissenschaft: Beobachtungen mit neuer Technologie können frühere Ideen entweder bestätigen oder widerlegen, wie es hier der Fall war. Für dieses tolle Instrument ist dies ein großartiger Start ins Beobachtungsleben“, so die Zusammenfassung von Adam Hardy.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse von Adam Hardy et al. wurden am 18. Februar 2015 unter dem Titel „The First Science Results from SPHERE: Disproving the Predicted Brown Dwarf around V471 Tau“ in der Fachzeitschrift „Astrophysical Journal Letters“ publiziert. Hierbei handelt es sich um die erste Veröffentlichung, welche auf den Beobachtungen mit dem neuen SPHERE-Instrument des Very Large Telescope der ESO basiert.

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• Doppelsterne
• Braune Zwerge

Fachartikel von A. Hardy et al.:

• The First Science Results from SPHERE: Disproving the Predicted Brown Dwarf around V471 Tau (Volltext, engl.)

Der Beitrag Das Doppelsystem V471 Tauri – Wo ist der Braune Zwerg erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Bereits am 14. Dezember 2009 startete die US-amerikanische Weltraumbehörde NASA das Weltraumteleskop WISE (kurz für Wide-field Infrared Survey Explorer). Das wissenschaftliche Ziel dieser Mission bestand in einer vollständigen Kartierung des Himmels in vier verschiedenen infraroten Wellenlängenbereichen. Bei der Auswertung des umfangreichen Datenmaterials, welches das WISE-Teleskop in den folgenden Monaten seiner Primärmission von fast 750 Millionen kosmischen Objekten gesammelt hat, stießen die Astronomen unter anderem auf eine große Anzahl von bisher unentdeckten Supermassereichen Schwarzen Löchern und eine zuvor unbekannte Galaxienklasse (Raumfahrer.net berichtete).

In einem Umkreis von 500 Lichtjahren um unser Sonnensystem entdeckten die Astronomen zudem 3.525 zuvor unbekannte Sterne und Braune Zwerge. Zwei dieser Braunen Zwerge bilden dabei ein Doppelsystem, welches sich lediglich etwa 6,5 Lichtjahre von der Sonne entfernt befindet (Raumfahrer.net berichtete). Und auch in unserem Sonnensystem konnten mittels der WISE-Daten mehrere Zehntausend Asteroiden und etwa zwei Dutzend Kometen entdeckt werden.

„Wir haben Objekte entdeckt, die zuvor komplett übersehen wurden“, so Davy Kirkpatrick von dem für die Datenauswertung zuständigen Infrared and Processing Analysis Center der NASA am California Institute of Technology (CIT) in Pasadena/Kalifornien.

Kein „Planet X“ jenseits von Neptun
Bei diesen neu entdeckten Asteroiden handelt es sich jedoch durchweg um relativ kleine Objekte mit Durchmessern von maximal wenigen Kilometern, welche sich zudem größtenteils innerhalb der Umlaufbahn des Jupiters um die Sonne bewegen. Anzeichen für einen massereichen Gasplaneten, welcher laut verschiedenen Theorien weit jenseits des Planeten Neptun im Bereich der Oortschen Wolke um die Sonne kreisen soll, wurden dagegen nicht gefunden.

Dieser hypothetische Planet, auch als „Planet X“ oder „Tyche“ bezeichnet, wurde in der Vergangenheit mehrfach von diversen Verschwörungstheoretikern und „Weltuntergangspropheten“ ins Spiel gebracht, um einen angeblich bevorstehenden, durch eine Kollision mit der Erde hervorgerufenen Weltuntergang heraufzubeschwören.

Allerdings verfügt die Theorie eines bisher unentdeckten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems auch über einen wissenschaftlichen Hintergrund, denn die derzeitigen Modelle zur Entstehung unseres Sonnensystems und der anschließend erfolgenden Veränderungen der Planetenumlaufbahnen lässt die Existenz eines weiteren Planeten durchaus denkbar erscheinen.

Im Jahr 1999 analysierten zudem mehrere Astronomen die Bahnen von verschiedenen langperiodischen Kometen. Dabei gelangten sie zu dem Ergebnis, dass ein bisher unbekannter Planet bei den Kometen der Oortschen Wolke regelmäßige Bahnstörungen verursachen könnte. Diese Objekte würden dabei auf hoch elliptischen Kometenbahnen in das innere Sonnensystem gelenkt. Allerdings müsste die Masse dieses hypothetischen Planeten zu deutlich erkennbaren Störungen in den Umlaufbahnen der Planeten, Zwergplaneten und Asteroiden des äußeren Sonnensystems führen. Da derartige Störungen bisher noch nicht nachgewiesen werden konnten, müsste sich der „Planet X“ – sollte er denn überhaupt existieren – sehr weit jenseits der Umlaufbahn des Neptun befinden.

Dank der WISE-Aufnahmen konnten die mit der Auswertung beschäftigten Astronomen jetzt die Theorie eines weiteren, bisher unentdeckten Planeten überprüfen, denn die von WISE im infraroten Bereich des Lichts gewonnenen Daten sind sehr gut dazu geeignet, um auch nach extrem lichtschwachen Objekten innerhalb unseres Sonnensystems zu suchen.

Innerhalb einer Entfernung von 10.000 Astronomischen Einheiten zur Sonne, so die Astronomen, kann die Existenz eines saturngroßen Planeten ausgeschlossen werden. Bis zu einer Entfernung von 26.000 Astronomischen Einheiten – dies entspricht in etwa einem Viertel des vermutlichen Durchmessers der Oortschen Wolke – ist zudem auch das Vorhandensein eines von seiner Masse her mit dem Jupiter vergleichbaren Planeten ausgeschlossen. Zum Vergleich: Mit einer Astronomischen Einheit (kurz „AE“) beschreiben Astronomen die mittlere Distanz zwischen der Erde und der Sonne. Eine AE entspricht etwa 150 Millionen Kilometern.

Und auch kein „Begleitstern“ der Sonne
„Wir gehen davon aus, dass es in den WISE-Daten noch mehr Sterne gibt, die wir bisher noch nicht entdeckt haben“, so Ned Wright von der University of California in Los Angeles/USA, der für die WISE-Mission verantwortliche Wissenschaftler. „Wir kennen die Umgebung unseres Sonnensystems nicht so gut, wie man vielleicht denken mag.“ Diese bisher unentdeckten Sterne würden sich dabei allerdings in mehreren Lichtjahren Entfernung zu unserem Sonnensystem bewegen.
„Sterne oder Braune Zwerge, die uns vergleichsweise nahe sind, verraten sich bei zeitversetzten Beobachtungen in Relation zu entfernteren Objekten durch eine stärkere Positionsveränderung am Himmel“, so Davy Kirkpatrick weiter. Relativ nahe bei der Sonne befindliche Sterne würden sich dabei aufgrund ihrer hohen Eigenbewegung bemerkbar machen, so Ned Wright.

„Im äußeren Sonnensystem existiert sehr wahrscheinlich kein größeren Gasplaneten und auch kein kleinerer stellarer Begleiter der Sonne“, so Kevin Luhman vom Center for Exoplanets and Habitable Worlds an der Penn State University/USA. Auch die Existenz von Nemesis – so der Name für einen eventuell existierenden Begleitstern der Sonne – kann demzufolge ausgeschlossen werden.

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: NASA.

Alle Planeten sind Bestandteile von Plnatensystemen, von denen ein oder mehrere Mitglieder bereits bekannt waren. Die Daten dieser Systeme wurden nun statistisch analysiert und dabei wurden Größen und Umlaufzeiten weiterer Planeten extrahiert. Ein wichtiges Kriterium dabei ist, Planeten von anderen möglichen Transitobjekten abzugrenzen. Dazu zählen Zwergsterne und sogenannte Braune Zwerge.

Der NASA-Satellit Kepler verwendet ein Teleskop als Objektiv für eine ganze Anordnung von lichtempfindlichen Sensorchips und beobachtete mehrere Jahre lang eine bestimmte Himmelsregion mit etwa 150.000 sonnenähnlichen Sternen. Bewegt sich ein Planet direkt zwischen Teleskop und Stern vorbei, so kann Kepler eine kurzzeitige Verdunklung feststellen. Die Stärke der Lichtdämpfung lässt eine Aussage über die Größe des Planeten im Vergleich zu seinem Stern zu, der Abstand sich wiederholender Verdunklungen eine Aussage über die Umlaufzeit. Daraus lässt sich der Abstand des Planeten von seinem Stern berechnen. Aus Größe und Temperatur des Sterns lassen sich zudem Angaben über die Temperatur auf der Oberfläche des Planeten schließen.

Von den gestern veröffentlichten Planeten sind fast 95% kleiner als Neptun, ein Großteil liegt sogar in der Größenordnung unseres Heimatplaneten. Die Anzahl der bekannten erdähnlichen Planeten (bis 125% Erddurchmesser) hat sich mit einem Schlag verfünffacht, die Anzahl der sogenannten Super-Erden (bis 200% Erddurchmesser) sogar versiebenfacht. Auch bei Planeten bis Neptungröße gibt es mit 200% noch einen ernormen Zuwachs. Lediglich bei Planeten, die mindstens 6 Mal so groß sind wie die Erde kamen nur 2% hinzu.

Alle 715 Planeten sind Bestandteile von Planetensystemen, genau handelt es sich dabei um 305. Systeme, in denen neben einem Stern ein weiterer, kleiner Stern oder ein massereicher Brauner Zwerg vorkämen, wären nicht stabil genug, um ihre Planeten über längere Zeit auf kreisähnlichen Bahnen zu behalten. Daher konnte ein Großteil der Kandidaten letztlich als Planeten bestätigt werden. Häufig liegen deren Bahnen um einen Stern in einer Ebene, ähnlich der Ekliptik in unserem Sonnensystem.

Die bekannt gegebenen Planeten beruhen auf Daten aus den Jahren 2009 bis 2011. Hinzu kommt eine Vielzahl von weiteren Kandidaten, die noch bestätigt oder ausgeschlossen werden müssen. Auch deren Zahl ist noch einmal auf über 3.600 gewachsen. Hier gibt es für die beteiligten Wissenschaftler aber auch für Astronomen weltweit noch viel zu tun. Zudem befindet sich mit Gaia ein weiteres Weltraumteleskop etwa 1,5 Millionen Kilometer von der Erde entfernt in der Vorbereitungsphase, welches in den nächsten Jahren weitere Daten über Planetensysteme liefern kann.

Unter den neu entdeckten Planeten befinden sich auch vier, die ihren jeweiligen Stern in der habitablen Zone umlaufen. Dies ist ein Entfernungsbereich von einem Stern, in dem auf einem Planeten unter Umständen flüssiges Wasser existieren könnte. Dies ist nach gegenwärtiger Meinung eine wichtige Voraussetzung für die Entstehung von Leben.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie, ESO.

Bei den „Braunen Zwergen“ handelt es sich um kosmische Objekte, welche eine Lücke zwischen den großen Gasplaneten wie zum Beispiel Jupiter und Saturn und lichtschwachen und zugleich relativ kühlen Sternen, den sogenannten „Roten Zwergen“, ausfüllen. Als Braune Zwerge werden alle Objekte eingestuft, deren Masse zwischen dem 13fachen und dem 75fachen der Masse des Planeten Jupiters liegt. Erst ab dieser Mindestmasse finden sich im Inneren eines kosmischen Objektes Druck- und Temperaturbedingungen, welche das Einsetzen einer Wasserstofffusion und somit die Entstehung eines Sterns ermöglichen.

Braune Zwerge verfügen somit nicht über genügend Masse, um in ihrem Zentralbereich die Kernfusion zu zünden und leuchten nur schwach im Infrarotbereich des elektromagnetischen Spektrums. Der erste Braune Zwerg, dessen Fund zweifelsfrei bestätigt werden konnte, wurde erst vor zwanzig Jahren entdeckt. Bislang sind den Astronomen lediglich einige Hundert dieser schwer fassbaren und entsprechend wenig untersuchten Objekte bekannt.

Die beiden Braunen Zwerge, welche unserem Sonnensystem am nächsten liegen, bilden ein Paar namens Luhman 16AB, das lediglich knapp 6,5 Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Vela (zu deutsch „Segel“) zu finden ist. Dieses Paar ist nach dem Mehrfachsternsystem Alpha Centauri und „Barnards Pfeilstern“ das drittnächste „Stern“-System zur Erde, wurde aber trotzdem erst Anfang des Jahres 2013 entdeckt (Raumfahrer.net berichtete).

Entdeckt wurden die beiden Objekte von dem US-amerikanischen Astronomen Kevin Luhman auf Aufnahmen des Infrarot-Weltraumteleskops WISE, was auch den offiziellen Namen „WISE J104915.57-531906.1“ erklärt. Zur Vereinfachung wird mittlerweile jedoch ein eingängigerer Name verwendet. Da Kevin Luhman zuvor bereits 15 andere Doppelsternsysteme entdeckt hatte, einigten sich die Astronomen auf den Namen „Luhman 16“. Den Konventionen zur Benennung von Doppelsternsystemen folgend wird der hellere Braune Zwerg dieses Doppelsystems Luhman 16A und der lichtschwächere Luhman 16B genannt. In seiner Gesamtheit wird das Paar als „Luhman 16AB“ bezeichnet.

Untersuchungen mit dem Very Large Telescope der ESO
Es war bereits bekannt, dass der lichtschwächere dieser beiden Braunen Zwerge während seiner Rotation alle paar Stunden seine Helligkeit verändert. Dies wurde als ein Hinweis darauf interpretiert, dass Luhman 16B eventuell deutliche Oberflächenstrukturen aufweist. Jetzt hat ein internationales Astronomenteam das in den chilenischen Anden befindliche Very Large Telescope (kurz „VLT“) der Europäischen Südsternwarte (ESO) für weiterführende Studien genutzt. Dabei konnten sie nicht nur den Braunen Zwerg abbilden, sondern zudem auch die verschiedenen hellen und dunklen Bereiche genau kartieren.

Durch die Kombination dieser Daten konnten die Astronomen erstmals eine Oberflächenkarte eines Braunen Zwergs erstellen und Messungen durchführen, welche die Atmosphäreneigenschaften in unterschiedlichen Höhenlagen erfassen. Die Ergebnisse, so die beteiligten Wissenschaftler, läuten eine neue Ära in der Erforschung der Braunen Zwerge ein, in der Astronomen ihre theoretischen Modelle für die Wolkenbildung auf diesen Gebilden – und später auch auf extrasolaren Gasplaneten – anhand von direkten Beobachtungen überprüfen können. Die Ergebnisse der Untersuchungen wurden kürzlich in zwei Artikeln in den Fachzeitschriften „Nature“ und „Astrophysical Journal Letters“ publiziert.

Die erste der beiden Studien, welche unter der Leitung von Ian Crossfield vom Heidelberger Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) durchgeführt wurde, präsentiert eine Oberflächenkarte von Luhman 16B. Hierfür nutzten die Astronomen im Mai 2013 das Instrument CRIRES (kurz für „Cryogenic high-resolution InfraRed Echelle Spectrograph“) – einem Spektrografen zur Aufnahme von hochaufgelösten Spektren im Wellenlängenbereich von einem bis fünf Mikrometern. Anhand der so gewonnenen Daten konnten die Wissenschaftler nicht nur die Helligkeitsänderungen während der Rotation von Luhman 16B erkennen, sondern auch die Bewegungsrichtung der hellen und dunklen Strukturen – zu dem Instrument hin oder von diesem weg – bestimmen.

Mit der gegenwärtig zur Verfügung stehenden Technik ist es unmöglich, Oberflächenkarten dieses Braunen Zwergs in der gleichen Weise zu erstellen, wie Astronomen zum Beispiel die Wolkenbänder des Jupiter kartieren würden – also mithilfe räumlich aufgelöster Bilder, auf denen sich die Details der Oberfläche unterscheiden lassen. Stattdessen kam eine indirekte Methode zum Einsatz. Das verwendete Verfahren wird – dem englischen Sprachgebrauch folgend – als „Doppler Imaging“ bezeichnet. Die Methode nutzt aus, dass die Frequenzen des Lichts eines Sterns in ganz bestimmter Weise verschoben werden, während dieser rotiert. Aus diesen systematischen Verschiebungen lässt sich eine ungefähre Karte der Sternoberfläche rekonstruieren.

Um ein ungefähres Verständnis dafür zu bekommen, wie dieses Verfahren funktioniert, stellen Sie sich bitte vor, dass Sie sich hoch über dem Äquator der Erde befinden und beobachten, wie die Erdoberfläche langsam unter Ihnen hinweg rotiert. Sobald eine spezielle Struktur, welche sich über dem Äquator befindet, gerade in Sicht kommt – also gerade erst über dem Horizont auftaucht – bewegt diese sich zunächst relativ schnell auf Sie zu. Sobald die Formation direkt unter Ihnen vorbeiläuft, ändert sich deren Abstand zu Ihnen zunächst nur noch unwesentlich. Rotiert das Objekt jedoch über den gegenüberliegenden Horizont wieder außer Sicht, dann ändert sich dessen Abstand zu Ihnen wieder deutlich schneller. Ein Objekt, welches sich in höheren nördlichen oder südlichen Breiten befindet, folgt dem gleichen Bewegungsmuster – nur, dass die Bewegungen auf den Beobachter zu oder von ihm weg nicht so ausgeprägt ausfallen wie für ein Objekt am Äquator. Für ein Objekt an einem der Pole bewirkt die Erdrotation dagegen keinerlei Abstandsänderungen relativ zum Beobachter.

Stellen Sie sich die gleiche Situation jetzt für den untersuchten Braunen Zwerg vor. Wenn ein hellerer Fleck auf der Oberfläche des Braunen Zwergs in Sicht rotiert, wird die Art und Weise, inwieweit sich dieser Fleck direkt auf Sie zu oder von Ihnen weg bewegt, davon abhängen, wo diese Struktur in Bezug auf den Äquator platziert ist und wie die Rotationsachse des Braunen Zwergs relativ zu dem Beobachter orientiert ist.

Im Fall von Luhman 16B konnten die Astronomen die Bewegung der Flecken zwar nicht direkt verfolgen, da sie nicht über ausreichend hoch aufgelöste Bilder verfügen. Aber die Bewegung in Richtung Beobachter oder von ihm weg lässt sich indirekt über den Dopplereffekt nachweisen. Wie der Schall so verändert auch das Licht seine Wellenlänge in systematischer Art und Weise, wenn sich die Lichtquelle auf den Beobachter zu oder aber von ihm weg bewegt. Das Ausmaß dieser Veränderung hängt davon ab, wie schnell und in welche Richtung die Bewegung erfolgt.

Für hellere Flecken auf der Oberfläche eines rotierenden Sterns ergibt sich auf diese Weise ein Muster von miteinander überlagerten Wellenlängenverschiebungen für das empfangene Licht. Die Details dieses Musters hängen von der Position der Flecken auf der Oberfläche ab, und deswegen lassen sich umgekehrt aus den Details des Musters Rückschlüsse darauf ziehen, wo auf der Oberfläche sich hellere Flecken befinden und auch darauf, wie hell diese ausfallen. Die Rekonstruktion der Oberfläche ist dabei nicht ganz eindeutig und mit einiger Unsicherheit behaftet. Die hier gezeigten Karten zeigen die Oberflächenstruktur, welche den beteiligten Wissenschaftlern als die wahrscheinlichste erscheint.

Ian Crossfield erklärt hierzu: „Frühere Beobachtungen haben bereits Hinweise darauf ergeben, dass Braune Zwerge eine gefleckte Oberfläche besitzen sollten. Jetzt können wir solch eine Oberfläche direkt kartieren. Bei dem, was wir sehen, dürfte es sich um eine unregelmäßige Wolkendecke handeln, nicht unähnlich der Oberfläche des Planeten Jupiter.“ Die Karten, welche Crossfield und seine Kollegen erstellt haben, sind so etwas wie die groben Versionen von Wetterkarten, wie wir sie von Satellitenaufnahmen unseres Heimatplaneten kennen.

„In Zukunft sollten wir dabei zusehen können, wie auf Luhman 16B Wolken neu entstehen, wie sie sich entwickeln und wieder verschwinden. Vielleicht sind wir dann irgendwann an einem Punkt angelangt, wo Exo-Meteorologen vorhersagen können, wann ein Besucher auf Luhman 16B klaren oder bewölkten Himmel erwarten könnte“, so Ian Crossfield weiter. Für menschliche Bedürfnisse dürfte die Wettervorhersage für Luhman 16B allerdings zu allen Zeiten „äußerst unangenehmes Wetter“ lauten, denn bei Temperaturen von mehr als 1.000 Grad Celsius handelt es sich bei diesen Wolken um Strukturen, welche aus winzigen Tröpfchen flüssigen Eisens und verschiedenen Mineralen bestehen, die in einer Wasserstoff-Atmosphäre schweben.

Die zweite Studie, welche von Beth A. Biller geleitet wurde (jetzt an der Universität Edinburgh tätig, während dieser Forschungen ebenfalls noch am MPIA beschäftigt), geht im wörtlichen Sinne weiter in die Tiefe. Wenn hellere und dunklere Wolken ins Blickfeld rotieren und anschließend wieder außer Sicht geraten, dann ändert sich auch die Gesamthelligkeit des Braunen Zwergs. Durch gleichzeitige Beobachtung der Helligkeitsveränderungen bei unterschiedlichen Wellenlängen konnten Beth Biller und ihre Kollegen rekonstruieren, was in unterschiedlichen Atmosphärenschichten sowohl von Luhman 16A als auch von Luhman 16B vor sich geht. Die entsprechenden Helligkeitsmessungen wurden im April 2013 mit der astronomischen Kamera GROND am 2,2-Meter-Teleskop am La Silla-Observatorium der ESO durchgeführt. GROND kann Aufnahmen einer Himmelsregion in sieben verschiedenen Wellenlängenbereichen simultan anfertigen.

Wieviel Licht ein Gas in diesen Wellenlängenbereichen jeweils aussendet, steht in einem direkten Zusammenhang mit der Temperatur dieses Gases, welche sich in unterschiedlichen Höhen in verschiedenen Atmosphärenschichten unterschiedlicher Temperatur in der Atmosphäre des Braunen Zwergs verändert. Beth Biller sagt zu der Bedeutung der gewonnenen Ergebnisse: „Unsere Daten zeigen, dass das Wettergeschehen auf diesen Braunen Zwergen durchaus komplex ist. Die Wolkenstruktur variiert, je nachdem wie tief man in die Atmosphäre blickt – wir haben es definitiv mit mehr als einer einzigen Wolkenschicht zu tun.“

In den Daten lassen sich unterschiedliche Wolkenregionen auseinanderhalten. Die Analyse der Helligkeitsvariationen zeigt, dass der Braune Zwerg über mehr als nur eine Atmosphärenschicht verfügen muss, welche zudem Wolken beherbergen und lokale Temperaturunterschiede aufweisen. Dies ist das erste Mal, dass solche komplexen Wetterverhältnisse auf einem Braunen Zwerg in dieser Weise nachgewiesen werden konnten. Jetzt sind zunächst wieder die Theoretiker am Zug, welche bessere und detailreichere Modelle für die Atmosphärenstruktur von Braunen Zwergen liefern müssen. Dies wird dann im Zusammenspiel mit zukünftigen Beobachtungsdaten dazu führen, dass die Astronomen die Braunen Zwerge deutlich besser verstehen werden als bisher möglich.

Bedeutung für die Exoplaneten-Forschung
Die Atmosphären von Braunen Zwergen weisen starke Ähnlichkeiten mit den Atmosphären heißer Gasriesen, den sogenannten „Hot Jupiters“, auf. Solche „Heiße Jupiter“ befinden sich allerdings sehr nah an ihren Muttersternen, welche wiederrum sehr viel heller sind als die sie umkreisenden Exoplaneten. Aus diesem Grund ist es nahezu unmöglich, das schwache Licht der dort befindlichen Planeten zu beobachten, welches durch das von dem Zentralstern ausgehende Licht überstrahlt wird. Im Fall von Braunen Zwergen gibt es jedoch keine Lichtquellen, welche das schwache Glühen dieser Objekte überstrahlen könnten, so dass man hier viel genauere Messungen durchführen kann. Durch Untersuchungen von relativ einfach zu beobachtenden Braunen Zwergen können Astronomen also zugleich mehr über die Atmosphären von jungen Gasriesen lernen.

Die Messungen sind allerdings noch in einem allgemeineren Zusammenhang von Interesse. Der Wunsch eines jeden „Exoplanetenjägers“ ist es vermutlich, bei seiner Suche eine „zweiten Erde“ zu entdecken – also einen außerhalb unseres Sonnensystems gelegenen Planeten, welcher theoretisch über die Umweltbedingungen verfügen könnte, welche die Entstehung und Weiterentwicklung von außerirdischen Lebensformen ermöglichen. Hierbei, so die Minimalanforderungen, müsste es sich um einen terrestrischen Planeten handeln, welcher seinen Zentralstern im Bereich von dessen habitablen Zone umläuft und der somit theoretisch Bedingungen aufweist, welche das dauerhafte Vorhandensein von Wasser im flüssigen Aggregatzustand ermöglichen.

Aber auch andere Faktoren, wie zum Beispiel die Atmosphärenzusammensetzung, die Temperatur, die Wetterverhältnisse oder die Eigenschaften der Oberfläche müssen dabei „stimmen“. Es gibt zwar einige Ansätze dafür, wie sich die entsprechenden Eigenschaften von kleinen, kühlen, erdähnlichen Planeten um andere Sterne modellieren lassen. Aber die Beobachtungen, anhand derer solche Modelle getestet und die so vermuteten Eigenschaften direkt überprüft werden können, dürften aller Voraussicht nach noch einige Jahrzehnte auf sich warten lassen. Die jetzt veröffentlichte Karte eines Braunen Zwergs, die weiteren Informationen über dessen Atmosphäre sowie im Rahmen einer anderen Studie erst jüngst veröffentlichte, allerdings deutlich niedriger aufgelöste Karten einer Exoplaneten-Oberfläche, sind erste wichtige Schritte, um in der Zukunft die Eigenschaften von erdähnlichen Planeten zu charakterisieren.

Beth Biller ergänzt: „Besonders aufregend ist für uns, dass unsere Beobachtungen nur der Anfang sind. Mit der nächsten Generation von Teleskopen, insbesondere mit dem European Extremely Large Telescope mit seinem Spiegeldurchmesser von 39 Metern, sollten wir Oberflächenkarten für noch entferntere Braune Zwerge erstellen können – und irgendwann dann auch einmal für junge Gasplaneten anderer Sterne.“

Ian Crossfield schließt mit der folgenden Bemerkung ab: „Unsere Karte des Braunen Zwergs hilft dabei, uns einen Schritt näher zum Verständnis von Wettermustern in unserem Sonnensystem zu bringen. Von klein auf wurde mir beigebracht die Schönheit und den Nutzen von Karten wertzuschätzen. Da ist es wirklich aufregend zu sehen, dass wir nun angefangen haben sogar Objekte außerhalb unseres Sonnensystems zu kartieren!“

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Fachartikel von Ian J. M. Crossfield et al.:

• A Global Cloud Map of the Nearest Known Brown Dwarf (PDF, engl.)

Fachartikel von Beth A. Biller et al.:

• Weather on the Nearest Brown Dwarfs: Resolved Simultaneous Multi-Wavelength Variability Monitioring… (PDF, engl.)

Der Beitrag Eine Wetterkarte von einem Braunen Zwerg erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Hans Lammersen. Quelle: WeltderPhysik.de.

Der etwa 300 Lichtjahre entfernte Planet HD 106906b wurde von einem Team internationaler Wissenschaftler mithilfe des Magellan-Teleskops in Chile und unter Verwendung älterer Daten des Hubble-Teleskops entdeckt bzw. verifiziert. Die Umlaufbahn des Riesen mit der elffachen Masse des Jupiter liegt sehr weit vom Muttergestirn entfernt. Er umkreist seinen Stern in einer Entfernung von 650 Astronomischen Einheiten, das sind etwa 100 Milliarden Kilometer. Die Astronomen haben nun das Problem, dass keine der ihnen zur Verfügung stehenden Theorien der Entstehung von Planetensystemen eine so extreme Umlaufbahn erklären kann. Nach Berechnungen läuft in einem derartig großen Abstand von einem Stern die Verdichtung der ursprünglichen Gas- und Staubscheibe so langsam ab (wenn überhaupt), dass eigentlich kein Planet entstehen könnte. Außerdem scheint HD 106906b eine Art Entwicklungsvorsprung vor dem Rest des Planetensystems zu haben. Sein Stern ist erst etwa 13 Millionen Jahre alt und die Astronomen konnten nachweisen, dass er noch eine Gas- und Staubscheibe hat. Also scheint sich dort gerade ein Planetensystem zu entwickeln. Hätte sich der Planet im Inneren des Systems gebildet und wäre im Laufe der Zeit nach außen gewandert, dann hätte sich auch die Staubscheibe auflösen müssen.

Eine mögliche Lösung des Problems lautet, dass es sich bei dem aufgefundenen Planeten um einen verhinderten Stern handelt, einen so genannten Braunen Zwerg, der nie eine genügend große Masse hatte, um die Kernfusion zu zünden. Dann würde es sich bei dem Stern HD 106906 um ein Doppelsternsystem handeln. Der Erfahrung nach haben die Komponenten eines Doppelsternsystems allerdings ein Masseverhältnis von etwa 10 : 1. Die beiden Komponenten von HD 106906 haben ein Masseverhältnis von etwa 100 : 1 und widersprechen damit auch den Theorien zur Bildung von Doppelsternsystemen.

Die Astronomen kenne bereits einige Systeme, die nur schwer in ihre Theoriegebäude passen, allerdings ist HD 106906 b die bisher härteste Nuss. Derzeit wird von den Wissenschaftlern trotz aller Widersprüche die Doppelsternhypothese favorisiert.

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• Exoplaneten

Der Beitrag Der unmögliche Planet erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Michael Clormann. Quelle: ESA, Astronomy&Astrophysics.

NGC 4845 ist, wie auch unsere Heimatgalaxie, Teil des Virgo-Superhaufens. Dementsprechend befindet sie sich, in astronomischen Maßstäben, in relativer Nachbarschaft zu uns. Sie ist eine Galaxie des Seyfert-Typs, welcher sich durch einen besonders hell leuchtenden und aktiven galaktischen Kern auszeichnet.

Aufmerksam geworden auf das neuartige Schauspiel waren die Astronomen eher zufällig im Januar 2011. Bei Beobachtungen einer anderen Region des Weltraum fing das europäische Weltraumobservatorium Integral in der Peripherie seines Blickfelds einen ungewöhnlich hellen Ausbruch im Spektralbereich harter Röntgenstrahlung auf, der bis Juli 2011 gut instrumentell erfassbar blieb. Die genaue Lokalisierung im Zentrum der Galaxie NGC 4845 erfolgte anschließend innerhalb weniger Tage mit der Hilfe weiterer Teleskope, darunter das ebenfalls europäische XMM-Newton, das US-amerikanische Swift und das japanische MAXI-Instrument an Bord der Internationalen Raumstation.

Zuvor war die Galaxie als eher ruhig eingeschätzt worden und verhielt sich im Hinblick auf Röntgen-Ausbrüche überwiegend unauffällig. In den Jahren zuvor war sie vor allem in anderen Bereichen, etwa dem Infraroten, astronomisch beobachtet worden.

Nach eingehenderer Untersuchung stellte sich heraus, dass die Quelle der starken Strahlung die Umgebung des verhältnismäßig kleinen supermassiven Schwarzen Lochs im Zentrum von NGC 4845 sein musste. Offenbar war ein sogenanntes Objekt planetarer Masse, also in der Regel ein „frei fliegender Planet“ ohne Umlaufbahn um einen Stern, von der Gravitation des Schwarzen Lochs zerrissen worden. Die vorliegenden Erkenntnisse weisen darauf hin, dass es sich um einen Körper mit einer Masse zwischen dem 14- und 30-fachen des Jupiters gehandelt haben muss. Wahrscheinlich war er, dieser Masse nach, als Brauner Zwerg oder sehr großer Gasriese einzustufen. Ob er vollständig zerstört wurde oder nur seine äußere Hülle an den Gravitationssog verloren hat, ist dabei bisher nicht abschließend geklärt.

Braune Zwerge sind große Himmelskörper, deren Masse dennoch nicht ganz ausreicht um den Prozess der Wasserstoff-Fusion in ihrem Inneren in Gang zu bringen. Aus diesem Grund handelt es sich bei ihnen, nach gängiger Definition, nicht um Sterne.

Interessant ist die Beobachtung des Verschlingens nicht-stellarer Körper auch in Hinblick auf die Vorgänge in der Milchstraße. Schon seit längerem ist bekannt, dass eine relativ kleine Gaswolke dem Schwarze Loch im Zentrum unserer eigenen Galaxie immer näher kommt. Sie wird in naher Zukunft womöglich ein ähnliches Schicksal ereilen wie nun in NGC 4845 beobachtet. Weiterhin ist davon auszugehen, dass Ereignisse solcher Art sich auch in weiteren fremden Galaxien regelmäßig auffinden lassen. Die Chancen, sie zu entdecken, stehen mit dem heutigen astronomischen Instrumentarium nicht schlecht: Geräte wie das genannte Monitor of All-sky X-ray Image (MAXI) im japanischen Kibō-Modul der ISS durchmustern den Himmel gegenwärtig im Stundentakt nach vergleichbaren Strahlungsausbrüchen.

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• Planemo bzw. Objekte planetarer Masse
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Der Beitrag Substellarer Körper als Dessert erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: Penn State University.

Beide Teile des neu entdeckten Binärsystems sind sogenannte Braune Zwerge. Solche Objekte sind zu leicht, um Wasserstoff fusionieren zu können, so wie es jeder große Stern die meiste Zeit seiner Existenz über macht. Lediglich Fusionsprozesse die bei geringerer Temperatur funktionieren, laufen in diesen Objekten ab. Daher sind Braune Zwerge sehr dunkel und lichtschwach. Sie bewegen sich damit im Grenzbereich zwischen Gasplaneten wie Jupiter und richtigen Sternen.

Dies erklärt warum das System mit der Katalogbezeichnung „WISE J104915.57-531906“ jetzt erst entdeckt wurde, obwohl es nur 6,5 Lichtjahre von uns entfernt ist. Noch näher an der Erde befinden sich nur die drei Komponenten des Systems Alpha Centauri (Alpha Centauri A, Alpha Centauri B sowie Proxima Centauri) in 4,2-4,4 Lichtjahren Entfernung sowie der 6 Lichtjahre entfernte „Barnards Stern“. Seit der Entdeckung von Proxima Centauri 1917 wurde kein Stern mehr in so großer Nähe zum Sonnensystem gefunden.

WISE hat während eines 13 Monate langen Beobachtungszeitraums jeden Punkt des Himmels zwei bis drei Mal aufgenommen. Bei der Auswertung dieser Aufnahmen fiel die relativ schnelle Bewegung von „WISE J104915.57-531906“ auf. Schnelle sichtbare Bewegungen sind nur in geringer Distanz möglich und boten daher einen ersten Anhaltspunkt dafür, dass es sich um ein sehr nahes Objekt handeln muss.

Mit dem Wissen über die Bewegung war es möglich, auf älteren Aufnahmen nach „WISE J104915.57-531906“ zu suchen. Die ältesten Aufnahmen, auf denen das neue Objekt gefunden wurde, wurden schon 1978 angefertigt.

Auf allen bis dahin existierenden Aufnahmen war „WISE J104915.57-531906“ nur als einzelner Punkt zu erkennen. Zur genaueren Untersuchung nahm auch das Gemini-South-Observatorium in Chile dieses System auf. Auf diesen deutlich schärferen Bildern ist zu erkennen, dass „WISE J104915.57-531906“ sogar ein System aus zwei Braunen Zwergen ist und kein einzelnes Objekt.

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• Braune Zwerge

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Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: ESO.

Allgemein wird angenommen, dass sich terrestrische Planeten durch zufällige Zusammenstöße und darauf folgendes Zusammenkleben von Staubteilchen bilden. Durch fortgesetztes Verschmelzen wachsen diese Teilchen immer weiter an, bis sie sich schließlich zu Felsplaneten zusammenfügen. Basis für diesen Prozess sind Staubscheiben um junge Sterne.

Braune Zwerge sind Objekte, die zu klein für einen Stern sind. Ihre Masse reicht nicht aus, um Wasserstoff zu fusionieren, allerdings können sie vorübergehend andere Fusionsreaktionen durchführen. Daher leuchten sie sehr schwach aus eigener Kraft. Wenn Braune Zwerge Staubscheiben besitzen, dann sollten diese theoretisch nur sehr dünn sein und aus feinem Staub bestehen. Somit würden sie keine relevante Körnchenbildung zeigen. Falls sich diese doch bilden sollten, würden größere Staubkörner nach klassischer Theorie schnell zum Braunen Zwerg hingezogen und von diesem verschluckt werden.

Mit ALMA wurde nun der Braune Zwerg ISO-Oph 102 ins Visier genommen. Dieser ist mit 6% der Sonnenmasse ein typischer Vertreter seiner Art. Das immer noch in Bau befindliche ALMA bietet das höchste räumliche Auflösungsvermögen, das derzeit verfügbar ist. Die neuen Beobachtungen von ALMA passen jedoch nicht zur klassischen Theorie. ISO-Oph 102 besitzt eine relativ dichte Staubscheibe, die viel mehr der von normalen Sternen ähnelt, als der Staubscheibe eines gewöhnlichen Braunen Zwergs. Unter Anderem konnte in der Staubscheibe auch Kohlenmonoxid nachgewiesen werden, das bislang nur von stellaren Staub- und Gasscheiben bekannt war.

Auch die Staubkörner selbst sind überraschend. Die Größe von Staubkörnern lässt sich relativ leicht bestimmen. Sie strahlen fast nur Elektromagnetische Wellen mit Wellenlängen bis zu ihrem eigenen Durchmesser ab. Im Bereich oberhalb ihres Durchmessers sind die Staubkörnchen also nicht mehr zu detektieren. Erwartet wurde daher, dass die Staubscheibe im Submillimeterbereich gut zu sehen ist, im Millimeterbereich aber fast verschwindet. Verwendet wurden dazu ALMAs Empfänger für Wellenlängen von 0,89 mm und 3,2 mm. Dieser Abfall war so allerdings nicht festzustellen. Es finden sich also auch deutlich größere Staubkörnchen als erwartet in der Scheibe. Somit laufen offensichtlich genau die Akkretionsprozesse ab, die in der Umgebung eines solch leichten Objekts nicht erwartet wurden.

Diese überraschenden Ergebnisse werfen neue Fragen auf. Kann sich sogar ein ganzer Planet in einer solchen Staubscheibe bilden? Hat sich in diesem Fall vielleicht sogar schon ein solcher Planet gebildet? Möglicherweise kann ALMA selbst diese Fragen beantworten, sobald es 2013 fertig gestellt wird.

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• Braune Zwerge

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie.

Seit der Entdeckung des ersten außerhalb unseres Sonnensystems beheimateten Planeten im Jahr 1995 konnten Astronomen bisher definitiv 851 Exoplaneten in 670 Sternsystemen nachweisen. Mehr als 2.000 weitere Exoplaneten-„Kandidaten“ warten dagegen noch auf ihre Bestätigung durch weiterführende Observationen. Die allermeisten der bisher bestätigten Exoplaneten konnten dabei jedoch nur mittels verschiedener Methoden indirekt nachgewiesen werden. Der Grund hierfür ist, dass die Sterne am Nachthimmel ungleich heller erscheinen als die sie auf engen Bahnen umkreisenden Planeten – der typische Faktor des Helligkeitsunterschiedes liegt bei einem Verhältnis von eins zu einer Milliarde oder mehr – und diese Planeten deshalb von ihren Zentralsternen „überstrahlt“ werden.

Einem internationalen Team von Astronomen, dem auch mehrere Wissenschaftler des Max-Planck-Instituts für Astronomie in Heidelberg angehören, ist unter der Verwendung des Subaru-Teleskops auf Hawaii jetzt die Abbildung eines Exoplaneten aus der Klasse der „Super-Jupiter“ gelungen, welcher den im Sternbild Andromeda gelegenen Stern Kappa Andromedae umkreist. Bei diesem Stern handelt es sich um einen relativ massereichen, heißen und noch verhältnismäßig jungen Stern vom Spektraltyp B9, welcher sich etwa 170 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt befindet. Das Alter des Sterns dürfte etwa 30 Millionen Jahre betragen, seine geschätzte Masse liegt zwischen 2,4 und 2,5 Sonnenmassen und die effektive Temperatur beträgt etwa 10.000 Kelvin.

Um die Aufnahmen seines mit der Bezeichnung „Kappa Andromedae b“ belegten Begleiters anfertigen zu können, mussten die Astronomen sowohl bei der Beobachtung als auch bei der anschließenden Auswertung der gewonnenen Daten ausgefeilte Instrumente und Methoden verwenden. Auf einem einzelnen Infrarotbild würde der kleine Lichtpunkt von Kappa Andromedae b komplett vom Licht seines Muttersterns überstrahlt werden. Die Astronomen konnten das Licht des Planeten nur durch eine aufwändige Kombination zeitlicher Sequenzen von Einzelbildern herausfiltern, das sogenannte „Angular Differential Imaging“ (kurz „ADI“).

Bei dieser Aufnahmetechnik wird ausgenutzt, dass sich die Orientierung des Teleskops relativ zum beobachteten Himmelsabschnitt über längere Beobachtungszeiten hinweg ändert; so lassen sich das Streulicht und der Planetenschein voneinander trennen.

Die Entdeckung erfolgte im Rahmen des Beobachtungsprogramms SEEDS (kurz für „Strategic Explorations of Exoplanets and Disks with Subaru“, zu deutsch die „Strategische Erkundung von Exoplaneten und Scheiben mit Subaru“). Die Beobachtungsdaten wurden mit Hilfe der astronomischen Hochkontrast-Kamera HiCIAO und der Infrarotkamera IRCS am Subaru-Teleskop gewonnen, welches vom Japanischen Nationalobservatorium (National Astronomical Observatory of Japan, NAOJ) betrieben wird.

Der neu entdeckte Planet wurde dabei im Januar und im Juli 2012 in voneinander unabhängigen Beobachtungskampagnen bei vier verschiedenen Wellenlängen nachgewiesen. Der Vergleich der zu diesen beiden Zeitpunkten gemessenen relativen Positionen hat gezeigt, dass der Zentralstern und sein Begleiter ihre Positionen am Fixsternhimmel in genau der gleichen – allerdings nur minimalen – Weise ändern. Die gemeinsame Eigenbewegung der beiden Objekte beträgt in diesem Falle rund zwei Hunderttausendstel Grad pro Jahr. Dies wird von den Astronomen als ein überzeugender Hinweis darauf hin interpretiert, dass es sich hier in der Tat um zwei Objekte handelt, welche durch ihre jeweilige Schwerkraft aneinander gebunden sind und ein gemeinsames Massezentrum umkreisen.

Als besondere Herausforderung stellte sich dabei heraus, dass der neu entdeckte Himmelskörper von seinem Zentralstern weniger als doppelt soweit entfernt ist wie der in unserem Sonnensystem befindliche Planet Neptun von der Sonne. Die meisten der bisher direkt abgebildeten Exoplaneten umkreisen ihre jeweiligen Zentralsterne dagegen in deutlich größeren Entfernungen. Allerdings weisen relativ junge Planeten in dieser Entstehungsphase eine vergleichsweise hohe Temperatur auf. Der entdeckte Exoplanet verfügt über eine Oberflächentemperatur von rund 1.400 Grad Celsius. Dies hat zur Folge, dass Kappa Andromedae b im Infrarotbereich vergleichsweise hell strahlt.

Mit einer Masse von etwa 12,8 Jupitermassen könnte das den Stern Kappa Andromedae umkreisende Objekt entweder ein Planet oder ein sehr leichter Brauner Zwerg sein, also eine Zwischenstufe zwischen einem Planeten und einem echten Stern, welcher aufgrund seiner zu geringen Masse keine Wasserstofffusion initiieren kann.

Die verfügbaren Daten deuten jedoch darauf hin, dass es sich im Falle von Kappa Andromedae b tatsächlich um einen „echten“ Planeten handelt, welcher sich im Inneren einer protoplanetaren Scheibe aus Staub und Gas gebildet hat, welche den neu geborenen Stern während seiner frühesten Entwicklungsphasen umgab. Dies macht die Entdeckung zu einem wichtigen Testobjekt für die aktuellen Modelle der Planetenentstehung und den darauf basierenden Vorhersagen über die Existenz von Planeten um massereiche Sterne.

In den vergangenen Jahren haben die Astronomen immer wieder argumentiert, dass massereiche Sterne wie Kappa Andromedae mit größerer Wahrscheinlichkeit auch über massereichere Planeten verfügen sollten, als dies zum Beispiel bei unserer Sonne der Fall ist. Andererseits gab es Bedenken, dass bei besonders massereichen Sterne gar nicht die richtigen Voraussetzungen für eine herkömmliche Planetenentstehung vorliegen könnten. Solche Sterne, so die entsprechende Argumentation, senden während ihrer Entstehungsphase enorme Mengen an hochenergetischer Strahlung aus, welche den Großteil einer gerade entstehenden protoplanetaren Scheibe zersetzen und in die Weiten des Weltalls zerstreuen könnte. Ein solcher Vorgang würde die üblichen Prozesse einer Planetenentstehung stark behindern und vielleicht sogar unmöglich machen.

Die Entdeckung des Exoplaneten Kappa Andromedae b legt jetzt den Schluss nahe, dass zumindest Sterne bis zum zweieinhalbfachen der Sonnenmasse in den sie umgebenden protoplanetaren Scheiben große Planeten produzieren können. Diese Erkenntnis ist eine Schlüsselinformation für die Wissenschaftler, welche an Modellen über die Entstehung von Planeten und Planetensystemen arbeiten.

Ein entscheidender Vorteil des direkten Nachweises von Kappa Andromedae b besteht darin, dass der neu entdeckte Exoplanet weiteren astronomischen Beobachtungstechniken unmittelbar zugänglich ist, etwa der genauen Analyse seines Lichts mittels der Spektroskopie. Weitere Untersuchungen des von Kappa Andromedae b über einen breiten Wellenlängenbereich hinweg ausgehenden Lichts sollen im Rahmen weiterer Analysen Daten über die chemischen Zusammensetzung der Atmosphäre des Planeten liefern und zudem dabei helfen, die Parameter seiner Umlaufbahn noch weiter einzugrenzen. Diese Bahnparameter können anschließend dazu genutzt werden, um die Existenz von weiteren eventuell um den Zentralstern kreisender Planeten nachzuweisen. Aus diesen noch zu gewinnenden Informationen sollten sich in Zukunft sowohl weitere Einzelheiten über die Entstehungsgeschichte des „Super-Jupiters“ nachvollziehen als auch allgemeinere Aussagen über die Planetenentstehung bei massereichen Sternen ableiten lassen.

Die hier kurz beschriebenen Ergebnisse der Entdeckung und der direkten Beobachtung des Exoplaneten werden demnächst unter dem Titel „Direct Imaging Discovery of a ‚Super-Jupiter‘ Around the late B-Type Star Kappa Andromedae“ in der Fachzeitschrift Astrophysical Journal Letters publiziert.

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Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: ESO.

Bislang wurden bereits einige Objekte entdeckt, die die Größe von Planeten haben, aber ohne Mutterstern in unserer Galaxie unterwegs sind. Es ist jedoch sehr schwierig festzustellen, ob sie auch nur die Masse von Planeten haben oder eher erkaltete Braune Zwerge sind. Braune Zwerge sind Objekte an der Grenze zur Entstehung von Sternen. Sie können keinen Wasserstoff fusionieren, aber durch andere Fusionsreaktionen für begrenzte Zeit aus eigener Kraft leuchten. Anschließend erkalten sie und ziehen sich auf etwa die Größe des Jupiter zusammen.

Von diesen Kandidaten für freie Planeten (oder auch Planemo genannt – Planetary Mass Object, also Objekt mit planetenähnlicher Masse) ist keiner so nah wie der jetzt entdeckte mit der Katalogbezeichnung CFBDSIR2149. Anhand seiner Bewegungsrichtung ist es wahrscheinlich, dass er zum jungen AB Doradus-Bewegungshaufen gehört. Dabei handelt es sich um eine Ansammlung von Sternen mit einem Alter von 50 bis 120 Millionen Jahren, die sich in etwa gleich bewegen. Wenn diese Vermutung zutrifft, besitzt CFBDSIR2149 eine Masse, die der vier- bis siebenfachen des Jupiters entspricht. Außerdem liegt dann eine Effektivtemperatur von rund 430°C vor. Es besteht allerdings auch eine geringe Wahrscheinlichkeit, dass die Ähnlichkeit rein zufällig ist. Ohne Wissen über das Alter dieses Objektes lassen sich Aussagen über die Masse nicht treffen, diese wäre dann also wieder vollkommen offen.

Entdeckt wurde CFBDSIR2149 bei einer Erweiterung der Canada-France Brown Dwarfs Survey. Dies ist ein Durchmusterungsprojekt zur Suche nach kühlen Braunen Zwergen. Beobachtet wurde sowohl mit der WIRCam des Canada France Hawaii Teleskope als auch mit dem SOFI-Instrument des New Technology Telescope in La Silla/Chile. Zur Untersuchung der Atmosphäre wurde abschließend der Spektrograf X-SHOOTER am VLT auf dem Paranal in Chile verwendet.

Die Untersuchungen, die an diesem nahen Objekt durchgeführt werden, sind ein kleiner Vorgeschmack darauf, was die nächste Instrumentengeneration bei vergleichbar großen Exoplaneten erreichen kann. Derzeit hat man dabei noch das Problem, dass Exoplaneten von ihren Muttersternen überstrahlt werden. In Zukunft will man mit besseren Instrumenten den geringen Abstand zwischen Stern und Planet auflösen können. In Kürze wird zu diesem Zweck das SPHERE-Instrument am VLT installiert werden. Bis dahin wird die Untersuchung von CFBDSIR2149 auch ermöglichen, bereits die Physik vergleichbarer Gasplaneten zu untersuchen.

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

Sterne entstehen, sobald gewaltige interstellare Gas- und Staubwolken unter ihrer eigenen Schwerkraft kollabieren. Durch die dabei erfolgende stete Zunahme von Druck und Temperatur im Zentrum der hauptsächlich aus Wasserstoff bestehenden Wolken wird schließlich ein Punkt erreicht, an dem das sogenannte „Wasserstoffbrennen“, also die Kernfusion, einsetzt. Dabei verschmelzen die Wasserstoff-Isotope in mehreren Zwischenschritten zu Helium. Die Gravitationskraft des sich bildenden Sterns zieht währenddessen weitere Materie in Form von Gas und Staub aus der näheren Umgebung an, welche sich schließlich in einer dichten, abgeflachten Scheibe sammelt.

Die in dieser „protoplanetaren Scheibe“ konzentrierte Materie verklumpt in einem mehrere hunderttausend Jahre andauernden Prozess zu immer größeren Objekten, aus denen Planetesimale hervorgehen. Durch gravitative Einflüsse und Kollisionen werden aus diesen Planetesimalen zuerst Protoplaneten und schließlich Planeten.

Da die Entwicklung von einer protoplanetaren Scheibe zu einem voll ausgebildeten Planetensystem vergleichsweise schnell vonstatten geht, sind den Astronomen bisher nur sehr wenige Objekte bekannt, bei denen sich dieses Entwicklungsstadium beobachten lässt. Eines dieser Objekte ist das Sternsystem T Cha. Hierbei handelt es sich um einen lichtschwachen und etwa 350 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernten Stern in dem unauffälligen Sternbild Chamäleon, welches man von der südlichen Hemisphäre der Erde aus beobachten kann.

T Cha ist ein sonnenähnlicher Stern aus der Klasse der T-Tauri-Sterne. Diese Sterne, benannt nach dem Prototypen T Tauri im Sternbild Stier, befinden sich noch in einem sehr frühen Stadium ihrer Entwicklung. In ihren Kernbereichen reichen Druck und Temperatur noch nicht aus, um das Wasserstoffbrennen anzuregen. Das Alter von T Cha wird von den Astronomen auf etwa sieben Millionen Jahre geschätzt. Die Untersuchung von T-Tauri-Sternen ist 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.

„Frühere Studien zeigten, dass T Cha ein lohnendes Ziel sein könnte, wenn man untersuchen will, wie Planetensysteme entstehen“, so Johan Olofsson vom Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) in Heidelberg. Johan Olofsson ist einer der Erstautoren von zwei Artikeln in der Fachzeitschrift „Astronomy & Astrophysics“, mit denen die neuen Forschungsergebnisse publiziert wurden. „Allerdings ist T Cha relativ weit von uns entfernt. Daher brauchten wir leistungsstarke Instrumente wie das Very Large Telescope Interferometer, um Details aufzulösen und nachweisen zu können, was in der Staubscheibe vorgeht.“

Für ihre Untersuchungen beobachtete das Astronomen-Team den Stern T Cha zuerst mit dem AMBER-Instrument am VLT-Interferometer (VLTI), welches sich am Paranal-Obervatorium der Europäischen Südsternwarte (ESO) in Chile befindet. Bei AMBER (Astronomical Multi-BEam combineR, zu deutsch „Astronomisches Instrument zur Kombination verschiedener Lichtstrahlen“) handelt es sich um ein Instrument, welches im nahen Infrarotbereich arbeitet und eine Winkelauflösung bis hinunter zu zwei Millibogensekunden erreichen kann. Dabei wird das Licht von allen vier Hauptteleskopen des VLT zu einem virtuellen Teleskop mit einem Durchmesser von 130 Metern kombiniert. AMBER wurde von einem Konsortium, welches aus mehreren französischen und italienischen Instituten sowie dem Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bonn besteht, in Zusammenarbeit mit der ESO entwickelt und gebaut.

Bei ihren Beobachtungen stellten die Wissenschaftler fest, dass ein Teil des Scheibenmaterials, welches T Cha umgibt, einen dünnen Staubring in einem Abstand von lediglich etwa 20 Millionen Kilometern vom Stern gebildet hat. An diesen inneren Bereich der protoplanetaren Scheibe schließt sich ein Bereich an, der frei von Staub ist. Dahinter befindet sich der äußere Teil der Scheibe, welcher bei einem Abstand von etwa 1,1 Milliarden Kilometern zum Zentralstern beginnt.

„Diese Lücke in der Staubscheibe um T Cha war für uns ein eindeutiger Hinweis. Offenbar hatten wir hier erstmals direkt beobachtet, wie der Begleiter eines Sterns sich eine Schneise in die protoplanetaren Scheibe gräbt“, so Nuria Huélamo vom spanischen Centro de Astrobiología, die Erstautorin der zweiten Veröffentlichung. An dieser Stelle begannen die Herausforderungen für die Astronomen, denn einen lichtschwachen Begleiter direkt zu beobachten, welcher sich in unmittelbarer Nähe zu einen viel helleren Stern befindet, stellt eine große Herausforderung dar. Um den vermeintlichen Begleiter trotzdem abzubilden, benutzte das Team das VLT-Instrument „NACO“.

Bei NACO handelt es sich um ein aus zwei Komponenten bestehendes Instrument, welches die von dem beobachteten Stern ausgehende Wärmestrahlung registriert. Mit der adaptiven Optik „NAOS“ (Nasmyth Adaptive Optics System) lassen sich Störeffekte kompensieren, welche durch Luftunruhen in der Erdatmosphäre verursacht werden. Auf diese Weise ist es möglich, die Schärfe der anzufertigenden Bildaufnahmen signifikant zu verbessern. Bei CONICA, der „COudé Near-Infrared CAmera“, handelt es sich um eine Kombination aus einer Kamera und einem Spektrographen. Beide Einzelinstrumente wurden von einem französischen Konsortium, dem Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg und dem Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik in Garching in Zusammenarbeit mit der ESO entwickelt.

Nach einer sorgfältigen Analyse der gewonnenen Daten entdeckten die Wissenschaftler tatsächlich ein deutliches Signal von einem Objekt in der Lücke der Staubscheibe, welches sich nahe am äußeren Scheibenrand in einer Entfernung von etwa einer Milliarde Kilometern zum Zentralstern befindet (dies entspricht etwas mehr als dem Abstand des Planeten Jupiter von unserer Sonne). Diese Entdeckung, so die beteiligten Wissenschaftler, ist der erste direkte Nachweis eines Objektes, welches deutlich kleiner als ein Stern ist und sich zudem in einer Lücke innerhalb einer protoplanetaren Staubscheibe um einen jungen Stern befindet.

Die Astronomen führten ihre Suche mit dem NACO-Instrument in zwei verschiedenen Spektralbereichen, bei 2,2 Mikrometern und bei 3,8 Mikrometern, durch. Dabei gelang der Nachweis des Sternbegleiters aber lediglich im längeren Spektralbereich bei 3,8 Mikrometern. Dies ist ein deutlicher Hinweis darauf, dass das gefundene Objekt entweder sehr kalt ist, was auf einen Planeten hindeutet, oder aber, dass es sich hierbei um einen in Staub eingehüllten „Braunen Zwerg“ handeln muss. Braune Zwerge stellen ein Mittelding zwischen Sternen und Planeten dar. Sie sind größer als Gasplaneten wie der Jupiter in unserem Sonnensystem und verfügen dabei auch über deutlich mehr Masse. Diese Masse reicht jedoch nicht aus, um den in ihrem Inneren befindlichen Wasserstoff zur Kernfusion anzuregen.

„Diese Studie hat auf bemerkenswerte Art und Weise die Daten von zwei verschiedenen Hochleitstungsinstrumenten am Paranal-Observatorium kombiniert. Mit zukünftigen Beobachtungen wollen wir jetzt mehr über den Begleiter und die Scheibe in Erfahrung bringen und damit zum Beispiel die Frage klären, woher der Staub im inneren Bereich der Scheibe stammt“, so Nuria Huélamo.

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• Warm dust resolved in the cold disk around TCha with VLTI/AMBER (engl.)
• A companion candidate in the gap of the T Cha transitional disk (engl.)

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