Quelle: MPA 16. Mai 2024.

16. Mai 2024 – Die Kombination von Beobachtungen eines neu entdeckten Doppelsternsystems mit hochentwickelten Modellen für den Kollaps von Sternen liefert wichtige Erkenntnisse über die Entstehung schwarzer Löcher mit stellarer Masse. Ein internationales Team des Max-Planck-Instituts für Astrophysik und des Niels-Bohr-Instituts der Universität Kopenhagen kommt zu dem Schluss, dass massereiche schwarze Löcher auch ohne eine helle Supernova-Explosion entstehen können. Die Energie des Kollapses wird hauptsächlich durch leichte Neutrinos mit nur geringer Asymmetrie abgestrahlt, was zu einem kleinen Rückstoß für das neu geborene schwarze Loch führt.

Seit Jahrzehnten weiß man, dass es in unserer Milchstraße Doppelsternsysteme gibt, bei denen einer der beiden Sterne ein schwarzes Loch ist. „Die Entdeckung des Doppelsternsystems VFTS 243 in unserer Nachbargalaxie, der Großen Magellanschen Wolke, war außergewöhnlich, und das System selbst ist bemerkenswert“, sagt Alejandro Vigna-Gómez, der zum Zeitpunkt der Entdeckung von VFTS 243 als Postdoktorand am Niels-Bohr-Institut (NBI) tätig war und jetzt am Max-Planck-Institut für Astrophysik (MPA) arbeitet. Das Doppelsternsystem besteht aus einem Stern mit der 25-fachen Masse der Sonne und einem begleitenden schwarzen Loch mit der 10-fachen Masse der Sonne.

Supernova-Explosionen
Sterne, die um ein Vielfaches massereicher sind als die Sonne, beenden ihr Leben in gewaltigen und leuchtstarken Explosionen, sogenannten Supernovae. Beim Kollaps des dichten metallischen Kerns des massereichen Sterns wird eine große Menge Energie freigesetzt, die hauptsächlich in Form von Neutrinos entweicht, während die äußeren Schichten des Sterns ins Weltall geschleudert werden. Dieses Material kann ein Vielfaches der Masse der Sonne betragen und wird mit Geschwindigkeiten von Hunderten bis Tausenden von Kilometern pro Sekunde ausgestoßen. Dies führt zu großskaligen Asymmetrien der ausgestoßenen Materie, die wir auch in den Überresten der Supernova-Explosionen beobachten.

Diese Asymmetrien und Auswürfe von Materie wirken sich direkt auf den sehr dichten Überrest im Kern aus: der neu entstandene Neutronenstern erfährt einen Rückstoß – einen Geburtskick – der seine Geschwindigkeit abrupt ändern kann. Für Neutronensterne gibt es zahlreiche Belege für solche Kicks, da wir ihre Bewegung mit hohen Geschwindigkeiten in der gesamten Milchstraße beobachten. Bei den massereichsten kompakten Objekten, den schwarzen Löchern, sind diese Geburtskicks jedoch nicht gut verstanden. Solche stellaren schwarzen Löcher entstehen beim Kollaps massereicher Sterne, insbesondere wenn keine Explosion zustande kommt und die einfallende Materie in sich kollabiert.

Die jüngste Entdeckung „verschwindender“ Sterne lässt vermuten, dass ein großer Teil der kollabierenden massereichen Sterne stattdessen schwarze Löcher ohne begleitende Explosion bildet, die wir im Gegensatz zu den hellen Supernovae nicht beobachten können. Es ist jedoch unklar, wie viel Masse diese Sterne bei der Entstehung von schwarzen Löchern verlieren, oder wie groß ihre ursprünglichen Kicks sind. Wenn der massereiche Stern direkt zu einem schwarzen Loch kollabiert, wird keine baryonische Materie herausgeschleudert, und die Energie geht überwiegend in Form von Neutrinos verloren. „VFTS 243 hat es uns ermöglicht, dieses Szenario zu testen“, sagt Vigna-Gómez.

Kollaps-Szenario
Das Team untersuchte das vollständige Kollaps-Szenario für das Doppelsternsystem VFTS 243, bei dem ein Stern, zehnmal massereicher als die Sonne, seinen Lebenszyklus durch eine Implosion beendete. Mit modernsten Modellen des Sternkollapses, die am MPA entwickelt wurden, berechneten sie die Auswirkungen auf die Umlaufbahn eines Doppelsternsystems während der Entstehung des schwarzen Lochs. Im Szenario des vollständigen Kollapses wird die enorme gravitative Bindungsenergie, die bei der Entstehung des schwarzen Lochs freigesetzt wird, ausschließlich von den schwach wechselwirkenden, neutralen und leichten Neutrinos fortgetragen.

„Die Untersuchung der physikalischen Prozesse, die im tiefsten Inneren kollabierender Sterne ablaufen, ist extrem schwierig und nur unter besonderen Umständen möglich“, sagt H.-Thomas Janka, Supernova-Theoretiker am MPA. „Das im Doppelsternsystem VFTS 243 beobachtete schwarze Loch ist ein solcher Spezialfall“, ergänzt Daniel Kresse, Postdoktorand in Jankas Gruppe. „Es erlaubte uns zum ersten Mal die Schlussfolgerung, dass Neutrinos nahezu gleichmäßig in alle Richtungen emittiert werden, wenn der massereiche Vorläufer kollabiert und das schwarze Loch entsteht.“

„Unsere Studie ist ein Paradebeispiel für die Synergie zwischen Theorie und Beobachtungen“, schließt Vigna Gómez. „Durch die Kombination hochentwickelter numerischer Modelle des Sternkollapses mit den grundlegenden Effekten von Supernovae in Doppelsternsystemen konnten wir entscheidende Einblicke gewinnen, wenn Sterne vollständig kollabieren, und insbesondere nachweisen, dass massereiche schwarze Löcher auch ohne Explosion entstehen können.“

Originalveröffentlichung
Vigna-Gómez et al.
„Constraints on neutrino natal kicks from black-hole binary VFTS 243“
Physical Review Letters, 132, 191403
DOI: 10.1103/PhysRevLett.132.191403
https://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.132.191403
pdf: https://journals.aps.org/prl/pdf/10.1103/PhysRevLett.132.191403

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• Doppelsterne

Der Beitrag Doppelsternsystem mit schwarzem Loch stellt Supernova-Theorie auf die Probe erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: ESA 13. Juni 2022.

13. Juni 2022 – Gaia ist die Mission der ESA zur Erstellung der genauesten und vollständigsten multidimensionalen Karte der Milchstraße. Dadurch können die Astronom*innen die Struktur und vergangene Entwicklung unserer Heimatgalaxie über Milliarden von Jahren nachvollziehen sowie den Lebenszyklus von Sternen und unseren Platz im Universum besser verstehen.

Was ist neu in der Datenfreigabe 3?
Die Datenfreigabe 3 von Gaia enthält neue und verbesserte Details für fast zwei Milliarden Sterne in unserer Galaxie. Der Katalog enthält neue Daten, wie z. B. chemische Zusammensetzungen, Sterntemperaturen, Farben, Massen, Alter und die Geschwindigkeit, mit der sich Sterne auf uns zu oder von uns weg bewegen (Radialgeschwindigkeit). Ein Großteil dieser Informationen wird durch die erstmals veröffentlichten Spektroskopie-Daten von Gaia bereitgestellt, für die das Sternenlicht in seine einzelnen Farben aufgespalten wird (wie bei einem Regenbogen). Die Daten enthalten auch spezielle Untergruppen von Sternen, z. B. jene, deren Helligkeit sich mit der Zeit ändert.

Dieser Datensatz enthält auch den bisher größten Katalog von Doppelsternen, Tausende von Objekten des Sonnensystems wie Asteroiden und Monde von Planeten sowie Millionen von Galaxien und Quasaren außerhalb der Milchstraße.

Sternenbeben
Zu den überraschendsten Entdeckungen in den neuen Daten gehört, dass Gaia Sternenbeben – winzige Bewegungen auf der Oberfläche eines Sterns – nachweisen kann, die die Form der Sterne verändern. Das Observatorium wurde eigentlich nicht dafür gebaut.

Gaia hat bereits zuvor radiale Schwingungen gefunden, die Sterne regelmäßig anschwellen und schrumpfen lassen, während sie ihre kugelförmige Gestalt beibehalten. Allerdings hat Gaia jetzt auch andere Schwingungen entdeckt, die eher wie große Tsunamis wirken. Diese nicht-radialen Schwingungen verändern lediglich die globale Form eines Sterns und sind daher nicht so leicht zu erkennen.

Gaia hat bei Tausenden von Sternen starke nicht-radiale Sternenbeben entdeckt. Gaia hat außerdem derartige Schwingungen in Sternen aufgedeckt, bei denen diese bisher nur selten zu sehen waren. Nach den derzeitigen Theorien sollten diese Sterne keine Beben haben, aber Gaia hat sie an ihrer Oberfläche entdeckt.

„Sternenbeben lehren uns eine Menge über die Sterne, insbesondere über ihr Innenleben. Gaia ist eine Goldgrube für die ‚Asteroseismologie‘ massereicher Sterne“, sagt Conny Aerts von der KU Leuven in Belgien, die Mitglied des Gaia-Konsortiums ist.

Die DNA der Sterne
Die Zusammensetzung der Sterne kann uns etwas über ihren Entstehungsort und ihre anschließende Reise und damit über die Geschichte der Milchstraße verraten. Mit den heute veröffentlichten Daten enthüllt Gaia die größte chemische Karte der Galaxie, die mit 3D-Bewegungen von der Umgebung unserer Sonne bis hin zu kleineren Galaxien in unserer Nähe gekoppelt ist.

Einige Sterne enthalten mehr „Schwermetalle“ als andere. Während des Urknalls bildeten sich nur leichte Elemente (Wasserstoff und Helium). Alle anderen schwereren Elemente, die von Astronom*innen „Metalle“ genannt werden, entstehen im Inneren von Sternen. Wenn Sterne sterben, werden diese Metalle in das Gas und den Staub zwischen den Sternen, das sogenannte interstellare Medium, freigesetzt, aus dem dann neue Sterne entstehen. Durch das aktive Entstehen und Sterben von Sternen entsteht eine metallreichere Umgebung. Die chemische Zusammensetzung eines Sterns ist somit eine Art DNA, die uns wertvolle Informationen über seine Herkunft liefert.

Dank Gaia wissen wir, dass einige Sterne in unserer Galaxie aus primordialem Material bestehen, während andere wie unsere Sonne aus einer Materie bestehen, die von früheren Generationen von Sternen angereichert wurde. Die dem Zentrum und der Ebene unserer Galaxie näher gelegenen Sterne sind reicher an Metallen als Sterne in größerer Entfernung. Gaia hat außerdem anhand ihrer chemischen Zusammensetzung Sterne identifiziert, die ursprünglich aus anderen Galaxien als unserer stammen.

„Unsere Galaxie ist ein wunderschöner Schmelztiegel von Sternen“, sagt Alejandra Recio-Blanco vom Observatoire de la Côte d’Azur in Frankreich, die Mitglied von des Gaia-Konsortiums ist.

„Diese Vielfalt ist extrem wichtig, denn sie verrät uns die Geschichte der Entstehung unserer Galaxie. Sie offenbart die Migrationsprozesse innerhalb unserer Galaxie und die Akkretion aus externen Galaxien. Dies zeigt auch deutlich, dass unsere Sonne und wir alle Teil eines sich ständig verändernden Systems sind, das durch die Zusammenführung von Sternen und Gas unterschiedlicher Herkunft entstanden ist.“

Doppelsterne, Asteroiden, Quasare und mehr
Mehrere heute veröffentlichte Arbeiten spiegeln die ganze Fülle und Tiefe des Entdeckungspotenzials von Gaia wider. Ein neuer Katalog von Doppelsternen gibt Aufschluss über die Masse und die Entwicklung von mehr als 800.000 Doppelsternsystemen, während eine neue Asteroidenstudie, die 156.000 felsige Körper umfasst, den Ursprung unseres Sonnensystems näher beleuchtet. Gaia enthüllt auch Informationen über 10 Millionen veränderliche Sterne, geheimnisvolle Makromoleküle zwischen den Sternen sowie Quasare und Galaxien außerhalb unserer eigenen kosmischen Nachbarschaft.

„Anders als bei anderen Missionen, die auf bestimmte Objekte abzielen, handelt es sich bei der Mission Gaia um eine Durchmusterungsmission. Das bedeutet, dass Gaia bei der mehrfachen Durchmusterung des gesamten Himmels mit Milliarden von Sternen zwangsläufig Entdeckungen machen wird, die anderen, spezielleren Missionen entgehen würden. Das ist eine ihrer Stärken, und wir sind gespannt darauf, dass die Astronomiegemeinschaft unsere neuen Daten genau unter die Lupe nimmt, um noch mehr über unsere Galaxie und ihre Umgebung zu erfahren, als wir uns vorstellen konnten“, sagt Timo Prusti, Projektwissenschaftler für Gaia bei der ESA.

Gaia Data Release 3 Papers (Englisch)
https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/dr3-papers

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• GAIA

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Quelle: MPA.

11. Oktober 2021 – Der kosmische Ursprung von Kohlenstoff, einem grundlegenden Baustein des Lebens, ist immer noch ungeklärt. Massereiche Sterne spielen eine wichtige Rolle bei der Synthese aller schweren Elemente, von Kohlenstoff und Sauerstoff bis hin zu Eisen. Doch obwohl die meisten massereichen Sterne in Mehrfachsternsystemen geboren werden, haben die bisherigen Nukleosynthesemodelle fast ausschließlich Einzelsterne betrachtet. Ein internationales Team von Astrophysikern unter Leitung des Max-Planck-Instituts für Astrophysik (MPA) hat nun den „Kohlenstoff-Fußabdruck“ von massereichen Sternen berechnet, die ihre Hülle in einem Doppelsternsystem abgeben.

„Im Vergleich zu einem einzelnen Stern produziert ein massereicher Stern in einem Doppelsternsystem im Durchschnitt doppelt so viel Kohlenstoff“, berichtet Robert Farmer, der Erstautor der Studie. „Bis vor Kurzem haben die meisten Astrophysiker nicht berücksichtigt, dass massereiche Sterne oft Teil eines Doppelsternsystems sind. Wir haben zum ersten Mal untersucht, wie die Anwesenheit eines Begleiters die Menge der von ihnen erzeugten Elemente verändert.“

Die meisten Sterne, einschließlich unseres eigenen Sterns, der Sonne, werden durch die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium angetrieben. In ihren „goldenen Jahren“, nachdem sie etwa 90 % ihres Lebens hinter sich haben, beginnen sie mit der Umwandlung von Helium in Kohlenstoff und Sauerstoff. Sterne wie die Sonne hören hier auf, aber massereiche Sterne können weiterhin Kohlenstoff zu schwereren Elementen bis hin zu Eisen fusionieren.

Die große Herausforderung besteht nicht in der Herstellung von Kohlenstoff, sondern darin, ihn aus dem Stern herauszuholen, bevor er zerstört wird. Bei Einzelsternen ist dies sehr schwierig. Sterne in Doppelsternsystemen können miteinander wechselwirken und Masse auf einen Begleiter übertragen (siehe Abbildung ganz oben). Der Stern, der Teile seiner Masse verliert, entwickelt eine kohlenstoffreiche Schicht nahe der Oberfläche, die bei der Explosion des Sterns als Supernova ausgestoßen wird.

„Es ist vielleicht nicht fair, Doppelsterne für die Treibhausgase verantwortlich zu machen, die die globale Erwärmung verursachen“, scherzt Selma de Mink, Mitautorin dieser Studie und Direktorin der neuen Abteilung für stellare Astrophysik am MPA, „aber ist es nicht cool, sich in den Arm zu kneifen und festzustellen, dass der Kohlenstoff in Ihrer Haut wahrscheinlich in einem Doppelstern entstanden ist?“

Astronomen untersuchen auch andere Arten von Sternen, die Kohlenstoff produzieren können, wie zum Beispiel rote Riesen oder Explosionen von Weißen Zwergen. Bisher scheint es jedoch so zu sein, dass massereiche Sterne, und nach dieser neuen Studie insbesondere Doppelsterne, den größten Teil des kosmischen Kohlenstoffs produzieren.

„Unsere Ergebnisse sind ein kleiner, aber wichtiger Schritt zum besseren Verständnis der Rolle massereicher Sterne bei der Erzeugung der Elemente, aus denen wir selbst bestehen“, erklärt Robert Farmer. „Bislang haben wir nur eine Art von Wechselwirkung in Doppelsternsystemen untersucht. Es gibt viele andere mögliche Lebenswege für einen Stern, der in der Nähe eines Begleiters geboren wird – und viele andere Elemente, die es zu erforschen gilt.“ Die in dieser Studie vorgestellten Ergebnisse sind also nur der Anfang einer systematischen Untersuchung der Auswirkungen, die ein naher Begleiter auf die chemische Ausbeute massereicher Sterne hat.

Originalveröffentlichung:
R. Farmer, E. Laplace, S. E. de Mink, S Justham
The cosmic carbon footprint of massive stars stripped in binary systems

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• Sternentwicklung

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Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: University of Cambridge, M.I.T. Department of Physics and Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Massachusetts, USA.

Das im März 2009 von der NASA gestartete Kepler-Weltraumteleskop hat zur Aufgabe, nach extrasolaren Planeten zu suchen. Benannt ist das Projekt nach dem deutschen Astronomen Johannes Kepler, der als erster die Gesetzmäßigkeiten der Planetenumlaufbahnen erkannte.

Während seiner Suche beobachtet Kepler einen festen Ausschnitt des Sternenhimmels mit ca. 100.000 Sternen im Sternbild Schwan, um mit Hilfe der sogenannten Transitmethode extrasolare Planeten zu entdecken. Besondere Zielsetzung des Projekts ist, vergleichsweise kleine Planeten (wie unsere Erde oder kleiner) und damit auch potenziell bewohnbare („habitable“) extrasolare Planeten zu entdecken. Gleichzeitig liefert es Basisdaten zu anderen veränderlichen Sternen, um daraus Rückschlüsse über die im Inneren ablaufenden Prozesse ziehen zu können.

Bei der sogenannten Transitmethode sucht man nach Planeten, die sich – von der Erde aus gesehen – zwischenzeitlich vor ihr Zentralgestirn schieben. Dabei verdeckt der Planet den Stern und die Helligkeit des Sterns fällt während dieser Zeit ab. Dieser Helligkeitsabfall lässt sich beobachten. So verursacht ein jupitergroßer Planet, der um einen sonnenähnlichen Stern kreist, einen Helligkeitsabfall von ca. 1%. Doch ein Transit allein reicht nicht, um mit Sicherheit einen Planeten zu entdecken. Schließlich können noch andere Phänomene bei einem Stern einen Helligkeitsabfall verursachen: z.B. Sternenflecken oder Sternpulsationen. Tatsächlich benötigt man drei periodisch auftretende Helligkeitsminima (Lichtabschwächungen), bevor man mit einiger Sicherheit von einem Planeten sprechen kann. Aus der so ermittelten Umlaufzeit und der Helligkeitsänderung lassen sich nach den Keplerschen Gesetzen die Umlaufbahn und Größe des erdähnlichen Planeten ermitteln. Durch die entsprechend ermittelte Entfernung des entdeckten Exoplaneten zu seiner Sonne und durch die Temperatur dieser Sonne (ermittelt nach Leuchtkraftklasse und Spektralklasse) kann die Temperatur auf dem Planeten und damit seine mögliche Bewohnbarkeit annähernd berechnet werden. Aufgrund der unterschiedlichen Bahnneigungen der Planeten gegen unsere Sichtlinie tritt allerdings nur bei einem Bruchteil erdähnlicher Planeten eine aus unserer Richtung beobachtbare Bedeckung auf. Die Wahrscheinlichkeit, dass ein solcher Transit von der Erde aus beobachtbar ist, ergibt sich einfach als Quotient von Stern- und Planetenbahnradius, im Falle von Erde und Sonne also 0,465 %.

Seit seinem Start hat das Teleskop auf diese Weise bis jetzt über 1.250 potentielle Exoplanet-Kandidaten ausmachen können. Die große Mehrheit der Kandidaten weist Orbitalperioden zwischen drei und 30 Tagen auf. Allerdings wird mit weiter fortschreitenden Beobachtungen auch der Nachweis langperiodischer Systeme erwartet. Auf der anderen Seite der Nachweisbilanz sind auch nur vereinzelt Systeme mit Perioden unterhalb einiger Tage bekannt oder bestätigt. Sie wurden zumeist mittels erdgebundener Doppler-Beobachtungen aufgespürt. Kandidaten mit noch geringeren Umlaufzeiten von unter einem Tag sind darüber hinaus in ihrer Mehrzahl vermutlich „falsch-positive“ Meldungen. In aller Regel liegt die Ursache solcher Falschbefunde in Störeinflüssen, die durch binäre Hintergrundsternpaare verursacht werden, begründet. Die bis vor Kurzem kurzzeitigste Orbitalperiode weist der innere von fünf Planeten um 55 Cnc, ein Doppelstern im Sternbild Krebs, etwa 41 Lichtjahre entfernt, auf. Allerdings wurde Cnc 55e nicht mit Kepler, sondern mit Hilfe von erdgebundenen Dopplermessungen nachgewiesen.

Im Wesentlichen sind zwei Gründe dafür verantwortlich, warum kurzperiodische Planetenkandidaten in den Kepler-Daten bis jetzt noch ein wenig unterrepräsentiert sind. Zum einen lassen sich derzeit die Lichtkurven sich beeinflussender Binärsysteme nur unzureichend von solchen mit Planetentransits unterscheiden. Zum anderen werden zu dicht bei ihrem Mutterstern kreisende Planeten durch die harschen Umweltbedingungen frühzeitig zerstört. Umso bemerkenswerter nimmt sich vor diesem Hintergrund ein 15,6-Stunden-Transit um den Zwergstern KIC 12557548 aus. Noch dazu zeigen seine Lichtkurven Variationen, die ein Transitgeschehen eines einzelnen opaken (strahlenundurchlässigen) Körpers ausschließen. Vermutlich resultieren die Helligkeitsunterscheide gar aus Staubpartikeln, die durch den langsamen Verfall des Planeten aufgrund des hohen Strahlungseinflusses des Muttersterns herrühren. Einflüsse stellarer Körper auf die Messergebnisse könnten weitestgehend ausgeschlossen werden, denn vor dem Hintergrund verschiedener Überlegungen befände sich der Binärstern oder ein hypothetischer Brauner Zwerg innerhalb von nur 2,8 Sonnenradien um den gemeinsamen Schwerpunkt des Systems. Bei einem solchen Abstand können die beobachteten Erscheinungen allerdings lediglich durch ein Objekt planetarer und eben nicht stellarer Masse, erklärt werden.

Erstmalig aufgespürt wurde der Transit in öffentlich zugänglichem Kepler-Datenmaterial des zweiten Beobachtungsquartals. Von den insgesamt in besagtem Quartal 4.800 gewonnenen Spektren zeigen etwa 2.100 Anzeichen eines Binärsystems. D.h. die Auffälligkeiten in ihren Lichtkurven gehen nicht auf Planetentransits zurück. Bei den meisten der übrigen Spektren handelt es sich um Sterne, die einer Pulsation unterliegen und somit ebenfalls nicht als Planetenkandidaten infrage kommen. Demgegenüber zeigen die Bedeckungen von KIC 12557548 nicht nur während des ersten Beobachtungsquartals eine unerwartet hohe Variabilität, die sogar an wenigen Tagen nur knapp über der Nachweisgrenze lag. Auch in den Aufzeichnungen der folgenden Quartale ist diese Variabilität nachzuweisen, was für ein periodisch wiederkehrendes Ereignis spricht.

Die erdgestützten Nachfolgebeobachtungen und die Aufzeichnung eines optischen Spektrums des nur 16 mag hellen Sterns fanden mittels eines 1,6-Meter-Teleskops des Observatoire du Mont-Mégantic (OMM) im Nationalpark Mont Megantic in Kanada statt. Demnach handelt es sich bei KIC 12557548 um einen sonnenähnlichen Stern mit ca. 0,7 Sonnenmassen, sowie 0,65 Sonnenradien und einer Oberflächentemperatur von 4.000 °C. Die Strahlung des Sterns heizt den lediglich in zwei Millionen Kilometern Entfernung – ein Dreißigstel der mittleren Entfernung Merkurs von der Sonne – kreisenden Planeten auf rund 1.800 °C auf. Bei dieser Temperatur verdampfen Silikatminerale wie beispielsweise Pyroxen und Olivin und das Gestein auf der Oberfläche schmilzt. Der aufsteigende Dampf reißt Staubpartikel mit und strömt ins Weltall ab. Vermutlich besitzt der Planet lediglich einen Bruchteil der Erdmasse, damit ist seine Gravitation zu gering, um das Abströmen von Gas und Staub effektiv zu verhindern, so dass er sich nicht nur mit einer stetig wachsenden Materiehülle umgibt, sondern darüber hinaus auch einen langgestreckten kometenartigen Schweif aus Oberflächenmaterial mit sich führen könnte.

Die Massenobergrenze für das planetare Begleitobjekt passt nach Simulationsrechnungen am besten zu einem merkurähnlichen Festkörper mit ca. 1,8-facher Masse des sonneninnersten Planeten. Höhere Massen (beispielsweise jupiterähnliche Planeten) währen nur sehr eingeschränkt unter der Annahme erklärbar, dass die Präzession der Bahnebene des Planeten die Geometrie seines Transits in der Form verändert, dass dies in verschiedenen Bedeckungsgraden deutlich wird. Darüber hinaus machen sich die Auswirkungen der durch Gezeitenkräfte eines massereichen Körpers veränderten Präzessionen in der Regel erst über längere Zeiträume bemerkbar und variieren nicht wie im Fall von KIC 12557548 von Orbit zu Orbit.

Am sinnvollsten lassen sich demnach die Beobachtungsdaten mit einem sehr viel kleineren, felsiger Körper von etwa Merkurgröße, dessen Umlaufbahn sich viel zu nah an seinem Mutterstern befindet, interpretieren. Die dadurch auf dem Planeten herrschenden Temperaturen und Strahlungseinflusse bewirken ein regelrechtes Evaporieren des Planetenkörpers. Setzt sich die Verlustrate mit der berechneten Intensität fort, dürfte sich der gesamte Planet innerhalb der folgenden 200 Millionen Jahre zerstreut haben. Infolge dessen bildet sich in unmittelbarer Umgebung des Planeten eine Gas- und Staubwolke, die zu den verschieden starken Abschattungen des Sternlichts führt. Dass es sich bei dem Objekt um einen Gesteinskörper handeln muss, erhärtet weiter die Tatsache, dass ein vornehmlich abströmendes Gasgemisch nicht schlüssig den beobachteten Grad der Opazität (Abschattung) erklären kann. Jeder weitere Gesteinskörper mit höherer Masse, also z.B. eine sogenannte Supererde, scheidet aus, da aufgrund der hier herrschenden gravitativen Gegebenheiten und der damit notwendigerweise höheren Fluchtgeschwindigkeit, quantitativ nur unangemessen hohe Materialmengen aus der Oberfläche gelöst werden können, um in einen Orbit um den Planeten zu gelangen. Vielleicht gibt also der sterbende Planet um KIC 12557548 also schon einen Vorgeschmack dessen, was auch Merkur eines Tages widerfahren könnte.

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Ein Beitrag von Hans J. Kemm. Quelle: eigenes Archiv. Vertont von Peter Rittinger.

Die bisher markanten Herbststernbilder haben den Meridian bereits überschritten und sind jetzt nur noch am westlichen Sternhimmel zu beobachten. Der jetzt dominierende winterliche Sternhimmel bietet aber auch interessante und einfache Beobachtungsobjekte.

In den kalten Dezembernächten sieht man das Band der Milchstraße vom Osten bis zum Südwesten. Klar erkennbar ist im Südosten das Wintersechseck. Es ist eine auffällige Konstellation von hellen Sternen 1. Größe am Winterhimmel, kein Sternbild, sondern setzt sich aus den Hauptsternen von 6 Sternbildern zusammen: dem Doppelstern Capella im Fuhrmann, dem Roten Riesen Aldebaran im Stier, dem Blauen Riesen Rigel im Orion, dem Diamanten am Sternenhimmel Sirius im Großen Hund, dem Doppelstern Prokyon im Kleinen Hund sowie den Duopartnern Castor und Pollux in den Zwillingen. Im Vergleich zu anderen Sternkonstellationen wirkt diese Formation willkürlich zusammengestellt, doch ist sie sehr markant und gut zu erkennen.

Aber nicht nur diese interessante Objekte sind zu beobachten, sondern auch: der Orionnebel unterhalb des Oriongürtels, die zwei hellen Sternhaufen Plejaden und Hyaden im Stier, die beiden Sternhaufen M35 südwestlich der Zwillinge und M41 bei Sirius. Außerdem der Krebsnebel M1, ein planetarischer Nebel im Stier, entstanden durch die Supernova aus dem Jahr 1054 und der planetarische Nebel NGC 2392 südlich von Pollux.

Bedingt durch die südlichen Deklinationswerte Merkurs und der jahreszeitlich bedingten flachen Lage der Ekliptik am Abendhimmel ist der innerste der Planeten von unseren Breiten nicht zu beobachten.

Unseren Planetennachbarn Venus kann der Beobachter im Dezember als auffälliges Gestirn mit einer Helligkeit von -4,9 mag am Morgenhimmel beobachten. Am 2. und am 31. bietet die Venus einen besonderes Bild, denn dann zieht die abnehmende Mondsichel am Morgenstern vorüber. Der rote Planet Mars steht vor der Konjunktion mit der Sonne, die er Anfang Februar 2011 erreichen wird und bleibt deshalb unbeobachtbar.

Der Untergang vom Riesenplaneten Jupiter verfrüht sich ständig und somit kann er nur noch am Abendhimmel beobachtet werden. Seine Helligkeit nimmt von -2,6 mag auf -2,3 mag ab. Der Ringplanet Saturn zeigt sich erst in der zweiten Nachthälfte, seine Helligkeit steigt im Verlaufe des Dezember von 0,9 mag auf 0,8 mag. Am 2. Dezember zieht die schmale Sichel des abnehmenden Mondes an Saturn, Venus und Spica vorüber.

Uranus beendet zu Beginn des Monats seine Oppositionsperiode und ist daraufhin wieder rechtläufig. Er weicht im Verlaufe des gesamten Jahres nicht von Jupiters Seite und somit kann der bläuliche Gasplanet leicht aufgefunden werden.

Im Dezember ist der Meteorstrom der Geminiden zu beobachten, deren Radiant im Sternbild Zwillinge liegt. Der Aktivitätszeitraum ist vom 7. bis 17. des Monats und das Aktivitätsmaximum ist am 14. Dezember. Zum Maximum steigert sich die Aktivität langsam über mehrere Tage hinweg, der Abstieg vollzieht dann sehr schnell. Da der Radiant Mitte Dezember der Sonne am Himmel gegenübersteht, lassen sich gerade die Geminiden sehr gut in den Abendstunden beobachten.

Am 5. ist Neumond, dann befindet sich dieser zwischen Erde und Sonne, also in Konjunktion mit der Sonne. Am 21. ist Vollmond, das ist der Zeitpunkt, zu dem die ekliptikale geozentrische Länge des Mondes um 180° größer ist als die geozentrische ekliptikale Länge der Sonne, oder auch der Zeitpunkt, an dem Sonne und Mond in Opposition zueinander stehen. Exakt an diesem Tag ereignet sich dann eine totale Mondfinsternis, von der in Mitteleuropa jedoch nur die erste partielle Phase in den frühen Morgenstunden zu beobachten sein wird, da der Mond vor Beginn der Totalität untergeht.

Als Sternbild des Monats ist der Bärenhüter (Bootes) zu empfehlen. Die wörtliche Bedeutung ist Ochsentreiber, der Treiber der sieben um den Himmels-Nordpol sich drehenden Ziehochsen oder Sterne des Großen Wagens. Dies zirkumpolare Sternbild steht zwischen dem Herkules und der Jungfrau. Um es aufzufinden, kann man sich am Großen Wagen orientieren. Wenn man den Bogen der Deichselsterne verlängert, gelangt man zu dem auffällig rötlichen Arktur, dem hellsten Stern des Bärenhüters.

Im Bärenhüter liegt der Radiant der Quadrantiden, einem Meteorstrom, der am 3. Januar eines jeden Jahres sein Maximum hat. Dann können 40 bis 200 Meteore pro Stunde beobachtet werden.

Der rote Riesenstern Arktur, der Jäger, der die Bärin im Auge behält, ist der hellste Stern des Nordhimmels und der dritthellste Stern, den man am Himmel sehen kann. Mit einer Entfernung von 36,7 Lichtjahren ist er der nächstgelegene Riesenstern. Epsilon Boötis ist ein Doppelstern in 150 Lichtjahren Entfernung. Im Teleskop sieht man einen tiefgelben, hellen Stern, der von einem bläulichen Stern begleitet wird. Dieses Doppelsternsystem wird oft als eines der Schönsten bezeichnet.

Der Beitrag Sternenhimmel im Dezember 2010 erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: ESO.

Bei den sogenannten Cepheiden handelt es sich um eine besondere Art von pulsierenden Sternen. Es sind allesamt Riesensterne mit speziellen Eigenschaften. Namensgeber dieser Klasse war ein Stern im Sternbild Cepheus. Cepheiden pulsieren in regelmäßigen Abständen, dabei verändern sie ihre Leuchtkraft und Spektralklasse. Wenn sich der Stern aufbläht, verteilt sich die Energie auf einen größeren Raum. Dadurch sinkt die Temperatur des Sterns und er verändert seine Spektralklasse, also seine Farbe. Beim Aufblähen geht diese eher in den rötlichen Bereich, beim Zusammenziehen wird ein solcher Stern blauer. Die Ursache dafür ist, dass im zusammengezogenen Zustand der Strahlungsdruck größer ist als die Gravitation. Dadurch wird die komplette Hülle nach außen getrieben, wodurch sich die Dichte verringert und die Durchsichtigkeit erhöht. Als Folge wird der Strahlungsdruck wieder schwächer als die Gravitation, die dann den Stern wieder zusammen zieht. Dies bezeichnet man als Kappa-Prozess, nach der physikalischen Größe Kappa für die Opazität (Lichtundurchlässigkeit).

Die große Bedeutung der Cepheiden basiert auf einem einfachen Zusammenhang: Je größer die Masse und damit die Leuchtkraft eines Cepheiden ist, umso langsamer ist seine Pulsation. Dadurch kann man ausgehend von auf andere Art bestimmter Cepheidenmassen genau bestimmen, wie viel Masse ein Cepheid haben muss. Aus der durch die Pulsationsdauer ermittelten Masse und absoluten Leuchtkraft sowie aus der beobachteten scheinbaren Helligkeit lässt sich dann der Abstand eines Cepheiden direkt berechnen. Dies hat den Cepheiden den Status von sogenannten „Standardkerzen“ eingebracht, die man verwendet, um den Abstand entfernter Galaxien, Sternhaufen etc. herauszufinden. Erstmals genutzt wurde dies von Edwin Hubble, der durch die Verwendung von Cepheiden nachweisen konnte, dass der Andromeda-Nebel nicht zu unserer Milchstraße gehört.

Das größte Problem dabei war aber bislang, die Masse der Cepheiden genau zu bestimmen. Man hatte noch nie die Möglichkeit, diese direkt zu messen, sondern war auf Modelle angewiesen. Seit den 60er Jahren gab es davon zwei mit deutlich unterschiedlichen Ergebnissen. Es gibt eine Theorie, die sich direkt mit den physikalischen Eigenschaften der Pulsation befasst und daraus die Masse der Cepheiden folgert. Demgegenüber steht eine Theorie, die die Masse aus der Sternentwicklung heraus schließt. Beide Theorien sind gut begründet und schlüssig, liefern aber Ergebnisse, die um 20-30% voneinander abweichen. Dadurch sind natürlich auch alle auf Cepheiden basierenden Entfernungsmessungen mit deutlichen Unsicherheiten behaftet.

Der Doppelstern OGLE-LMC-CEP0227 löst jetzt dieses Problem. Er wurde im Rahmen des OGLE-Programms katalogisiert und befindet sich in der Großen Magellanschen Wolke (engl. Large Magellanic Cloud, LMC). Es handelt sich um den ersten bekannten Cepheiden, der sich in einem Doppelsternsystem befindet, in dem sich die Sterne gegenseitig bedecken. Dieses System bietet damit erstmals die Möglichkeit, die Masse direkt aus der gegenseitigen Umkreisung zu berechnen. Dieses Verfahren ist sehr viel zuverlässiger als die bisher verwendeten Theorien. Man muss dafür lediglich die Geschwindigkeiten bestimmen, mit der sich die beiden Komponenten umkreisen. Verwendet wurde dafür das Spektrometer HARPS am 3,6-Meter-Teleskop der ESO im chilenischen La Silla. Mit diesem kann man die Rot- bzw. Blauverschiebung des Lichts bestimmen, welche die Bewegung der Sterne durch den Dopplereffekt verursacht. HARPS gilt als eines der präzisesten Spektrometer überhaupt, genauere Daten lassen sich derzeit nicht gewinnen.

Diese Messungen sind nur möglich, weil sich die beiden Komponenten gegenseitig verdecken. Dies ist eine notwendige Bedingung, um die Bahnebene zu kennen. Gegenseitige Bedeckungen bedeuten immer, dass die Bahnebene genau in der Sichtachse liegt. Damit erfasst man durch die Geschwindigkeitsmessung exakt die Vor- und Zurückbewegung der Sterne. Zusätzlich kann man bei dem Cepheiden die Geschwindigkeit der Pulsation messen, wodurch man auch darüber genaue Modelle gewinnen kann. Die gemessene Masse des Cepheiden entspricht genau derjenigen, die mit der Pulsationstheorie vermutet wurde. Das bedeutet für die Theoretiker der Sternevolution, dass sie ihre Modelle wieder überarbeiten müssen, um die Cepheiden zu erklären.

Raumcon

• Doppelsterne

Der Beitrag Cepheiden-Rätsel gelöst erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: Eigene Recherche.

Anders als beim Doppel-, bewegen bei einem Mehrfachsystem wenigstens drei Sonnen periodisch um ihren gemeinsamen Schwerpunkt, sofern sie gravitativ aneinander gebunden sind. Vor dem Hintergrund ihrer unterschiedlichen Natur unterscheidet man dann im Wesentlichen auch zwischen drei Gruppen der Doppel-/Mehrfachsysteme:
Optische Doppelsterne (oder scheinbare Doppelsterne) sind zwei Sterne, die von der Erde aus zufällig in fast gleicher Richtung am Himmel erscheinen, die sich jedoch gravitativ nicht gegenseitig beeinflussen.

Physische Doppelsterne sind typischerweise zwei Sterne, die aufgrund ihrer räumlichen Nähe gravitativ aneinander gebunden sind und sich nach den Gesetzen der Himmelsmechanik um einen gemeinsamen Schwerpunkt bewegen. Sie stellen insofern also die „klassische Gruppe“ der Doppelsysteme dar. Die meisten physischen Doppelsternsysteme haben sich bereits während der Sternentstehung gebildet. Andere haben sich erst später durch Einfang unter Einwirkung mindestens eines weiteren Sterns zu einem gebundenen Doppelsternsystem vereint. Solche eingefangenen Doppelsterne weisen in der Regel aufgrund ihrer voneinander unabhängigen Entstehungsgeschichte unterschiedliche Alter und Metallizitäten (Anteil der schweren chemischen Elemente) auf.

Geometrische, oder räumliche Doppelsterne kommen innerhalb der Mehrfach- oder Doppelsysteme eher selten vor. Bei ihnen handelt es sich um das einmalige Ergebnis einer engen Sternbegegnung, das die Sonnen eine gemeinsame hyperbolische Bahn (also keine Kreisbahn oder Ellipse) um den gemeinsamen Schwerpunkt einnehmen lässt. Da sich eine hyperbolische Bahn nicht mehr schließt, tendiert die wahrscheinliche Rückkehr eines Körpers an einen dieser Bahnpunkte gegen Null.

Allen beschriebenen Ausprägungsarten der Doppelsysteme ist also zu eigen, dass ihre Bewegung nicht notwendigerweise kreisförmig, und auch ihre Bahngeschwindigkeiten und der Abstand zwischen den Sternen nicht notwendigerweise konstant sein müssen.

Um ein Physisches Doppelsystem handelt es sich auch bei dem Paar 253-1536 im etwa 1.350 ly entfernten Orionnebel, einem der aktivsten Sternentstehungsgebiete in unserer galaktischen Nachbarschaft. Bei ihm handelt es sich um das erste bekannte Exemplar eines optisch sichtbaren Doppelsystems, bei dem jedes der Mitglieder von einer eigenen protoplanetaren Scheibe umgeben ist. In ihnen ist genug Masse vereint, um ein Planetensystem ähnlich dem in unserem Sonnensystem auszuformen, was sie zu den bislang massereichsten Staubscheiben im Orionnebel macht.

Eine der beiden Staubscheiben war schon von Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops (HST) aus früherer Zeit bekannt, die Überraschung zeigte sich in Aufnahmen des Submillimeter Array (SMA) des Mauna-Kea-Observatoriums. Auf den optischen Bildern des HST überstrahlt der Schein eines Sterns noch die zweite protoplanetare Scheibe. Erst im Infraroten wird das Glühen der durch die Sterne thermal angeregten Staubmoleküle sichtbar. Das SMA besteht aus 8 Radioteleskopen mit je 6 Meter Antennendurchmesser. Die einzelnen Teleskope können an verschieden weit voneinander entfernte Standorte transportiert werden, was Basislinien zwischen 9 und 500 Metern ergibt und eine vergleichbare Auflösung zu den schon vorhandenen optischen Datensätzen liefert.

Der Abstand der nur ein Drittel Sonnenmassen aufweisenden kühlen, roten Sterne zueinander innerhalb des Doppelsystems beträgt knapp 400 AE (gut 60 Mrd. km). Trotzdem würde der nächtliche Himmel über einem der potentiell zukünftigen Planeten des Systems von dem tausendfach heller als der hellste Stern unseres Nachthimmels leuchtenden Nachbarstern, beherrscht werden. Wenigstens erdgroße Planeten des Doppelsternsystems wären vom jeweiligen Gegenüber gut mit Teleskopen zu beobachten und selbst mit der heute zur Verfügung stehenden Abtriebstechnik ein durchaus erreichbares Ziel interplanetarer Sonden. Eine Umrundung um ihr gemeinsames Zentrum benötigt wenigstens 4.500 Jahre. Zum Vergleich: Etwa genauso alt sind die frühesten überlieferten Aufzeichnungen der Menschheitsgeschichte.

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Ein Beitrag von Daniel Schiller. Quelle: ESA.

Das europäische Observatorium INTEGRAL erforscht seit 2002 Objekte im Universum, welche Gammastrahlen aussenden. Quellen dieser Strahlung sind Objekte, an denen hochenergetische Prozesse ablaufen, z.B. schwarze Löcher, Gammastrahlenausbrüche und Supernovae.

Schon in den 70er Jahren des letzten Jahrhunderts wurde beobachtet, dass uns aus dem Zentrum der Milchstraße fortlaufend Photonen mit der exakten Energie von 511 keV (Kilo-Elektronen-Volt) erreichen. Diese Photonen werden bei der Zerstrahlung von Elektronen und Positronen, also von Materie und Antimaterie, erzeugt. Im Zentrum unserer Galaxie müssen demnach große Mengen an Antimaterie vorhanden sein, bzw. ständig neu gebildet werden.

Über die mögliche Quelle der Positronen wurde lange spekuliert. Unter anderem wurden Sternenexplosionen und zerfallende dunkle Materie als Entstehungsorte und -prozesse vermutet. Die Aufnahmen

INTEGRALS zeigen jetzt, dass die Enstehungsorte der 511 keV-Photonen nicht gleichmäßig um das Zentrum der Galaxie verteilit sind, wie es v.a. bei dunkler Materie als Quelle zu vermuten wäre. Vielmehr zeigt sich in den Daten eine einseitige Konzentration. Gleichzeitig wurde diese Abweichung mit dem Auftreten einer Klasse von Doppelsternsystemen korreliert, was diese als Quelle der Antimaterie erscheinen lässt.

In einem Doppelsternsystem umkreisen sich zwei Sterne gegenseitig. Ist einer der beiden Partner deutlich massereicher als sein Gegenüber, kann er ihm Materie entreisen. Beim Sturz der Materie in den Stern wird diese komprimiert und aufgeheizt. Bei einer bestimmten Klasse der Doppelsterne, den LMXB (Low Mass X-ray Binaries) ist der schwere Partner ein schwarzes Loch oder ein Neutronenstern. In diesen Systemen kann die einfallende Materie so stark erhitzt werden, dass sich Positron-Elektron-Paare bilden können. Damit könnten die LMXB die Haupquelle für Positronen in der Milchstraße sein. Ein ähnlicher Bildungsprozess könnte sich auch im Umfeld des supermassiven schwarzen Lochs im Milchstraßenzentrum selbst abspielen.

Die gefundenen Ergebnisse müssen jetzt weiter geprüft und verbessert werden, um den vermuteten Zusammenhang zu verifizieren.

Links

• INTEGRAL bei raumfahrer.net
• INTEGRAL bei Wikipedia
• INTEGRAL bei der ESA (engl.)
• Antimaterie bei Wikipedia
• LMXB bei Wikipedia (engl.)

Der Beitrag Verteilung der Antimaterie in unserer Galaxie erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Claudia Michalecz. Quelle: Center of Astrophysics.

Bei neugeborenen Sternen fällt es nicht leicht, diese zu fotografieren. Sie tendieren dazu sich in ihren stellaren Müttern verstecken, aus denen sie sich geformt haben, eingehüllt in dicke Schichten aus Staub. Jetzt ist es T.K. Sridharan vom Harvard-Smithsonian Center für Astrophysics und seinen Kollegen gelungen ein Sternenzwillingspaar im infraroten Licht abzulichten. Und diese Babys sind Schwergewichtler, sie haben eine vielfache Masse der Sonne.

Entstanden sind farbveränderte Bilder der süßen Kleinen. Für den kleineren der beiden war dies seine erste Aufnahme. Außerdem enthüllen Sridharans Bilder eine kreisförmige Scheibe. Diese umkreist den größeren der beiden Sterne. Die Anwesenheit einer Scheibe könnte ein Hinweis darauf sein, dass ein massives Sonnensysteme mit mehreren Sternen sich in einer ähnliche Weise entwickeln wie die unsere Sonne.

„Dieses System ist das jüngste massive Doppelsystem, welches jemals direkt fotografiert wurde – nur etwa 100.000 Jahre alt“, sagte Sridharan. Er und seine Kollegen studierten ein Objekt, bekannt als IRAS 20126+4104. Dieser befindet sich 5.000 Lichtjahre entfernt. Von IRAS 20126+4104 wurde bereits vorher vermutet, dass sich darin ein Doppelstern befindet. Die Region schwankte vor und zurück, wie ein Kreisel, das Schwanken deutete das Zerren eines ungesehenen Begleiters an.

An vielen sternenklaren Nächten hatten die Forscher die Möglichkeit hoch aufgelöste Infrarotbilder von dem Objekt zu schießen. Das UKIRT Teleskop von Hawaii war ihnen dabei behilflich. Diese Bilder gaben dann den erwarteten zweiten Stern preis. Ebenso wurde auch die Scheibe sehr schön abgelichtet.

Die zwei Sterne haben mehr als die zehnfache Masse der Sonne. Sridharan kalkulierte die enthaltene Masse der umkreisenden Scheibe auf etwa ein zehntel der Sonnenmasse, diese würde für 100 Planten in Jupitergröße reichen. Die Gravität des kleineren der beiden Sterne spielt vermutlich eine Rolle in der Begrenzung der äußeren Ränder der Scheibe um den größeren Stern.

Sridharan sieht als nächsten Schritt bei den Untersuchungen ist es höher auflösende Beobachtungen mit anpassungsfähiger Optik. Solche Daten würden besser Aufschlüsse über die Masse der Planeten und einem detaillierten Profil der Scheibe liefern. „Wir verfolgen gerade verschiedene Wege um dieses Sternensystem zu erforschen, so bleibt dabei!“, fügte Sridharan noch hinzu.

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