Sag mir, wie du wackelst – und ich sage dir, wie alt du bist. Astronominnen und Astronomen haben mit der Asteroseismologie ein Werkzeug entwickelt, um Sternen intime Details zu entlocken. Die Sternenbeben verraten dazu, wie groß und schwer ein Stern ist und außerdem, wie viel Wasserstoff er in seinem Zentrum schon zu Helium verbrannt hat.

Mit der Asteroseismologie können Forschende regelrecht in Sterne hineinhören. Ähnlich wie Erdbeben auf der Erde uns verraten, was im Inneren der Erde los ist, verraten die Schwingungen von Sternen, wie ihr Inneres aufgebaut ist.

Franzi erzählt die Geschichte der Asteroseismologie – und wie das überhaupt funktioniert, die Schwingungen und Sternenbeben eines Objekts zu vermessen, auf dem wir garantiert nie einen Seismographen aufstellen werden.

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

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Der Beitrag AstroGeo Podcast: Asteroseismologie – schwingende Sterne verraten innere Geheimnisse erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: Ohio State University, ESO.

Über Jahrhunderte hinweg standen Sterne im Allgemeinen für Unvergänglichkeit und göttliche Reinheit. Im Laufe der Astronomiegeschichte erkannte man dann später, dass es bezüglich der göttlichen Reinheit und ihrer Auslegung noch einigen Nachbesserungsbedarf gab, und die Unvergänglichkeit wich schleichend einer ebenso wenig schmeichelnden, wie ungerechtfertigten Natur aus Monotonie und Gleichförmigkeit. Eine Gruppe von Sternen, die mit diesem Trugschluss mitunter in Stundenabständen aufräumen, kennt man unter der Bezeichnung Cepheiden. Den gigantischen Mitgliedern der Cepheiden-Sterngruppe ist eines gemeinsam: Ihr durch regelmäßige Pulsation wandelbares Äußeres. Die klassischen Delta-Cepheiden sind vielleicht die bekanntesten Vertreter solcher auch pulsationsveränderliche Sterne genannten Sonnen, die ihren Namenspatron in Delta Cephei im Cepheus haben.

In Fragen der Astrophysik und hierbei im speziellen im Rahmen der kosmischen Distanzmessung, fällt den Cepheiden eine Schlüsselrolle zu. Ihre Leuchtkraft dient als Indikator für Entfernungsmessungen. Ihre Pulsation unterliegt hierbei streng periodischen Abläufen, deren Dauer sich typischerweise auf etwa 5 Tage beläuft. Darüber hinaus expandieren Pulsationsveränderliche während ihres Pulsationsprozesses auf Grundlage des Kappa-Mechanismusses radial um einige Millionen Kilometer, was jedoch nicht ursächlich für die so wichtigen Helligkeitsänderungen angesehen werden kann.

Grundsätzlich halten sich in einem Stern die massenabhängige Gravitationskraft auf der einen, und der durch die Kernfusion erzeugte Strahlungsdruck auf der anderen Seite die Waage. Jedoch unterliegt die Strahlung auf ihrem Weg zur Photosphäre eines Sterns in seinem Inneren einer vielfachen Streuung, sie diffundiert Richtung Sternoberfläche. Die hieraus resultierende teilweise Undurchlässigkeit der Sternatmosphäre beschreibt man unter dem Begriff der Opazität, die oftmals durch den griechischen Buchstaben Kappa klassifiziert wird.

Vereinfacht lässt sich bei Abweichungen von diesem Gleichgewichtszustand bei zunehmender Temperatur ein Ansteigen der Opazität und damit eine Expansion annehmen, die den Stern bis über den Gleichgewichtspunkt hinaus ausdehnt. Sobald dieser Gleichgewichtspunkt überschritten wird, gewinnt die Gravitation wieder zunehmend an Bedeutung, woraufhin der Stern schrumpft. Diese periodisch wiederkehrende Oszillation macht die Pulsation aus.

In ihrer Rolle als Entfernungsmarkierungen macht man sich neben der festen Korrelation ihrer absoluten Helligkeit mit dem Logarithmus ihrer Pulsationsperiode auch ihre Riesenhaftigkeit zunutze. Mit dem HST lassen sie sich noch in 64 Millionen Lichtjahren Entfernung mit entsprechend notwendiger Genauigkeit nachweisen. Durch die 1912 von Henrietta Swan aufgestellte sogenannte Perioden-Leuchtkraft-Beziehung ist es möglich, aus den beobachtbaren Leuchtwechseln des Cepheiden auf seine absolute Helligkeit zu schließen. Diese Hilfsgröße ist absolut notwendig, um tatsächliche Helligkeitswerte vergleichbar zu machen.

Bei Entfernungen ab ca. 80 bis 100 Millionen Lichtjahren stößt die klassische Cepheidenmethode indes an ihre Grenzen, da die emittierten Lichtsignale inmitten der Strahlung anderer heller Sterne verlorengeht.

Eine bislang kaum beachtete Gruppe von Sternen der Cepheidenklasse birgt jedoch das Potential, die Grenzen der Entfernungsbestimmung weit nach hinten zu verschieben. Die sogenannten ultralangperiodischen Cepheiden (ULP-Cepheiden) weisen einen – wie ihr Name schon vermuten lässt – im Vergleich zu den bisher zur Entfernungsbestimmung verwendeten kurzperiodischen Cepheiden, längeren Pulsationsprozess von mehreren Monaten oder gar Jahren auf. Mit bisher nachgewiesenen 12-20 Sonnenmassen sind ULPCs desweiteren auch noch massereicher und leuchtkräftiger als ihre ohnehin schon schwergewichtigen kurzperiodischen Brüder.

Die derzeitige Entfernungsbestimmung von Objekten im mittleren und fernen Universum besteht im Regelfall aus einer Kombination mehrerer Messmethoden (z. B. Farben-Helligkeits-Diagramm, Helligkeitsmessung von Typ-Ia-Novae oder Entfernungsabschätzungen mittels Hubble-Konstante) und einer indirekten Ableitung der Entfernung aus ihren Ergebnissen. Mit jeder neu hinzugekommenen Komponente innerhalb dieser Kalkulationsrechnungen steigt das Fehlerrisiko, bzw. erhöhen sich die methodisch bedingten Messtoleranzen, die letztinstanzlich zu einer unerwünscht aufsummierten Verwässerung des Endergebnisses in Bereiche von über 20 % führen können. Im Umkehrschluss bedeutet also jede Eliminierung oder Auslassung einzelner Kalkulationskomponenten eine Reduzierung potentiell auftretender Fehlerquellen und ist im Hinblick auf eine gesteigerte Ergebnisgenauigkeit unerlässlich.

Die enorm leuchtkräftigen ULP-Cepheiden bieten unter weiterer Berücksichtigung ihrer ohnehin schon für genaue Entfernungsmessungen günstigen und zuvor beschriebenen familieneigenen Merkmale nun das Potential, Landmarken für die ersten direkten stellaren Distanzmessungen in Zonen zwischen etwa 150 und 320 Millionen Lichtjahren zu fungieren.

18 von ihnen – allesamt in Galaxien der nahen Umgebung (deren Entfernungen bereits hinreichend genau bestimmt sind) beheimatet – werden derzeit als Referenzobjekte zu Kalibrierungszwecken verwendet, denn noch liegen auch bei der Entfernungsbestimmung mittels ULP-Cepheiden die Ungenauigkeitsraten in einem Bereich zwischen 10 und 15 %, was zwar die grundsätzliche Eignung der ULP-Methode zur Entfernungsbestimmung ab mittleren Skalen untermauert, die allerdings auch durch kongruent belastbares Datenmaterial im Verlauf der noch nicht abgeschlossenen Kalibrierungen signifikant gesenkt werden können.

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Der Beitrag Die neue Rolle der Cepheiden erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: STScI/Johns Hopkins University, DiscoverMagazine, Wikipedia.

Dieser beläuft sich nun auf 74,2 km/s/Mpc (Kilometer pro Sekunde und Megaparsec). Gegenüber den bisher angenommenen Werten von 72 oder 73 km/s/Mpc hat sich zwar nicht viel geändert, der maximale Fehler konnte aber von 8 km/s/Mpc auf nur 3,6 km/s/Mpc mehr als halbiert werden und liegt jetzt unter 5 Prozent.

Die Angabe 74,2 km/s/Mpc bedeutet, dass die Expansion des Universums in einem Megaparsec Entfernung mit einer Geschwindigkeit von 74,2 km/s abläuft. In doppelter Entfernung ist sie doppelt so groß, in fünffacher Entfernung fünfmal so groß. Ein Parsec ist eine in der Astronomie gebräuchliche Einheit (Parallaxensekunde) und liegt bei 3,26 Lichtjahren.

Die Messung der Entfernung bei sehr weit entfernten Objekten ist allerdings nicht einfach. Dazu verwendet man bestimmte, auffällige Sterne mit gut bekannten Eigenschaften. Eine solche Sternenart sind sogenannte Cepheiden. Bei diesen Sternen ändert sich die Helligkeit periodisch. Je länger eine solche Periode dauert, umso größer ist die maximale absolute Helligkeit dieses Sterns, die sich mit diesem Wissen recht gut berechnen lässt. Vergleicht man diese absolute Helligkeit mit der mittels Teleskop gemessenen, scheinbaren Helligkeit, kann man wiederum berechnen, wie weit der Stern von uns entfernt ist. Für Abstände im Bereich einiger Millionen Lichtjahre ist das Verfahren recht gut, für größere Entfernungen wird es dagegen schwierig, weil die Helligkeit der Cepheiden dann nicht mehr genau genug gemessen werden kann.

Dafür haben die Wissenschaftler nun erstmals zusätzlich Supernovae des Typs Ia herangezogen. Auch bei diesen Sternen kennt man einen Zusammenhang, aus dem man deren absolute Helligkeit berechnen kann. Supernovae, also Sterne, die zum Ende ihrer „normalen“ Existenz große Mengen leuchtender Materie ins All abstoßen und damit quasi explodieren, sind aber viel heller als Cepheiden. Man kann sie also bei sehr weit entfernten Galaxien noch feststellen und den Verlauf der Explosion aufzeichnen. Dies geschah in diesem Falle mittels des Hubble Space Telescopes. Damit wurde die Supernova 1995al beobachtet, die in der Spiralgalaxie NGC 3021 beheimatet ist. Hier wurden in den letzten Jahren auch 17 Cepheiden untersucht, so dass man erstmals vergleichbare Ergebnisse beider Methoden hatte und dadurch verschiedene Fehlerquellen eliminieren konnte. Jetzt hat man einen größeren Maßstab. Damit kann man wie mit einem langen Maßband genauer messen im Vergleich zur Messung mit einem Zollstock, den man immer wieder ansetzen muss.

Ähnliche Messungen wurden in 6 weiteren Galaxien in unterschiedlichen Entfernungen vorgenommen. So auch in NGC 4258, von der man die Entfernung (24 Millionen Lichtjahre) auch von radioastonomischen Messungen her sehr genau kennt. Durch Messungen im nahen Infrarotbereich mittels des Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer (NICMOS) und der Advanced Camera for Surveys (ACS) wurden insgesamt 240 Cepheiden unter die Lupe genommen und die Genauigkeit weiter verbessert.

Durch den Einbau neuer, verbesserter Instrumente im Hubble Space Telescope, der gegenwärtig während der Shuttle-Mission STS 125 vorgenommen wird, könnte die Genauigkeit der Messungen in den nächsten Jahren weiter gesteigert werden. Daraus sollen sich auch genauere Aussagen über die Existenz und Natur der Dunklen Energie ableiten lassen, die für die stärker werdende Expansion des Universums verantwortlich gemacht wird.

Der Beitrag Hubble-Konstante genauer bestimmt erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Claudia Michalecz. Quelle: ESO. Vertont von Dominik Mayer.

Mit der Hilfe des ESO Very Large Telescope Interferometer (VLTI) in Cerro Paranal, Chile, und mit dem CHARA-Interferometer am Mount Wilson, Kalifornien, entdeckte ein Team von französischen und nordamerikanischen Astronomen Hüllen um drei Sterne der Klasse Cepheid, einschließlich dem Polarstern.
Hierbei wurde zum ersten Mal Materie um Sterne einer solch bedeutenden Sternen-Klasse gefunden. Die Klasse der Cepheiden umfasst seltene, sehr helle Sterne, deren Leuchtkraft streng periodisch variiert. Diese Sterne spielen eine entscheidende Rolle in der Kosmologie und in der Messung von Entfernungen.

Der südliche Cepheid L Carinae wurde mit dem VINCI– und dem MIDI-Instrument vom VLTI untersucht, während der Polarstern und Delta Cepheis von FLUOR und von CHARA untersucht wurden. FLUOR ist der Prototyp von VINCI.

Bei den meisten Sternen, die mit dem Interferometer beobachtet wurden, ließen sich keine Abweichungen vom theoretischen, stellaren Modell feststellen. Bei diesen dreien jedoch entdeckte man eine kleine Abweichung, welche die Gegenwart einer Hülle preisgab. „Die Tatsache, dass solche Abweichungen für alle drei Sterne, welche jedoch sehr unterschiedliche Eigenschaften besitzen, gefunden wurden, scheint zu inkludieren, dass Hüllen um Cepheiden weit verbreitete Phänomene sind“, ist Pierre Kervalla überzeugt.

Die Hülle scheint 2- bis 3-mal so groß wie der Stern selbst zu sein. Obwohl diese Sterne relativ groß sind – etwa fünfzig bis zu mehreren hundert Sonnenradien – sind sie so weit voneinander entfernt, dass sie nicht von einem einzigen Teleskop aus betrachtet werden können. Tatsächlich benötigt man selbst für den größten Cepheiden am Himmel eine Auflösung von 0,003 Bogensekunden, um ihn genau studieren zu können. Astronomen müssen sich dafür auf die spezielle Technik der Interferometrie verlassen. Diese Technik kombiniert das Licht von zwei oder mehr Teleskopen und gewinnt daraus eine weit größere Auflösung als es mit einem Teleskop alleine möglich wäre. Mit dem VLTI ist es schließlich möglich, eine Auflösung von 0,001 Bogensekunden oder noch geringer zu erreichen.

„Der physikalische Prozess, welcher diese Hüllen erschaffen hat, ist immer noch ungewiss, jedoch, in Übereinstimmung mit den Geschehnissen rund um andere Sterne, ist es sehr wahrscheinlich, dass die Umgebung durch Materie, welche der Stern selbst ausgestoßen hat, erzeugt wurde“, erklärt Antonie Mérand.

Cepheiden pulsieren in einem periodischen Zeitraum von einigen, wenigen Tagen. Als Konsequenz durchlaufen sie regelmäßige große Amplitudenschwingungen, welche schnelle Bewegungen auf ihrer Scheinoberfläche (der Photosphäre) mit Geschwindigkeiten bis zu 30 km/s oder 108.000 km/h erzeugen. Während dies bestehend bleibt, könnte nun ein neuer Bezug zwischen dem Masseverlust und der Bildung der Hüllen hergestellt werden.

Der Beitrag Leben in einem Kokon erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Martin Ollrom. Quelle: Hubble. Vertont von Guido Schumann.

Sie sieht aus wie ein Rad. Die Galaxie NGC 1309 wurde nun vom Hubble-Weltraumteleskop näher unter die Lupe genommen. Es existierten bereits Informationen über diese Galaxie, jedoch waren diese nicht sehr genau. Nun hat man die Galaxie im sichtbaren und im infraroten Licht überprüft. Wie auch immer! Weder dienen diese Untersuchungen von Galaxien dem Zeitvertreib der Astronomen, noch zum Sammeln von wunderschönen Galaxien-Fotos. Diese Untersuchungen helfen den Forschern, die Expansionsrate des Universums zu bestimmen.
Diese Galaxie war das Zuhause der Supernova 2002fk, deren Licht die Erde im September 2002 erreichte. Dieses Supernova-Event ist unter dem Typ Ia bekannt – dies bedeutet, dass die Supernova ein Produkt eines weißen Zwergsterns ist, welcher sich die Materie seines Partnersterns genommen hat, um zu wachsen. Sie befand sich in einem Binärsternsystem, bestehend aus zwei Zwergsternen. Als nun der Zwergstern soviel Materie gesammelt hat, dass seine Prozesse instabil wurden, explodierte der Stern und wurde für einige Zeit eines der hellsten Objekte in dieser Galaxie. Supernovae vom Typ Ia werden von den Astronomen auch gern verwendet, um Distanzen im Universum zu messen. Wenn man nahe Supernovae vom Typ Ia untersucht und mit weiter entfernten Supernovae vom Typ Ia vergleicht, kommt man auf das Ergebnis, dass das Universum weiter expandiert und dass die Expansionsgeschwindigkeit stetig zunimmt. Nebenbei kann man noch sehr genau die Heimatgalaxien solcher Supernovae untersuchen und deren Entfernungen zur Milchstraße respektive zur Erde bestimmen.

Genau hier kommt das Hubble Weltraumteleskop ins Spiel. Da NGC 1309 relativ nahe zu uns liegt, konnte die hochauflösende Advanced Camera for Surveys die Distanz mit Leichtigkeit messen, indem sie die Lichtstärke eines jeden Sterns in dieser Galaxie maß. Diese wird in der Cehpeid-Variablen angegeben. Der Wert ist meistens sehr nahe dem eigentlichen Helligkeitswert solcher Supernovae. Vergleicht man nun das eingehende Licht bei Hubble mit dem Wert, wie hell es erschienen ist, kann man die Entfernung der Supernova zur Erde messen. Die Resultate sind aber klarerweise nur Herleitungen und können von der tatsächlichen Entfernung abweichen. Mit Hilfe dieser Technik konnten die Astronomen die Cepheids in der Galaxie NGC 1309 verwenden, um deren Entfernungen zur Erde zu messen beziehungsweise die Entfernung Supernova – Erde.

Edwin Hubble hat die Expansion des Universums entdeckt und bewiesen – das Teleskop, das nach ihm benannt ist, fand diesen Beweis vor etwa einem Jahrzehnt ebenfalls. Doch Edwin Hubble konnte nicht feststellen, dass die Expansion des Universums selbst steigt. Dies schaffte nur sein Namensvetter im Weltraum. Dieses Wissen ist nötig und wichtig für die Erstellung zukünftiger Modelle des Universums.

Die Untersuchungen liefen vom August bis September 2005. Die Galaxie NGC 1309 ist nur etwa 100 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt.

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