Quelle: ESA/Science&Exploration/SpaceScience/Gaia, 30. September 2025

Seit etwa hundert Jahren wissen wir, dass sich die Sterne der Galaxie um ihr Zentrum drehen, und Gaia hat ihre Geschwindigkeiten und Bewegungen gemessen. Seit den 1950er Jahren wissen wir, dass die Scheibe der Milchstraße verbogen ist. Im Jahr 2020 entdeckte Gaia dann, dass diese Scheibe im Laufe der Zeit wackelt, ähnlich wie die Bewegung eines Kreisels.
Und nun ist klar geworden, dass eine große Welle die Bewegung der Sterne in unserer Galaxie über Entfernungen von Zehntausenden von Lichtjahren von der Sonne aus beeinflusst. Wie ein Stein, der in einen Teich geworfen wird und Wellen nach außen ausbreitet, erstreckt sich diese galaktische Welle von Sternen über einen großen Teil der äußeren Scheibe der Milchstraße.

Die unerwartete galaktische Welle ist in der rechten Abbildung dargestellt. Hier sind die Positionen Tausender heller Sterne in Rot und Blau auf den Gaia-Karten der Milchstraße eingezeichnet.
Auf dem linken Bild betrachten wir unsere Galaxie von „oben“. Auf der rechten Seite sehen wir einen vertikalen Ausschnitt der Galaxie und betrachten die Welle von der Seite. Diese Perspektive zeigt, dass sich die „linke” Seite der Galaxie nach oben und die „rechte” Seite nach unten krümmt (dies ist die Verformung der Scheibe). Die neu entdeckte Welle ist in Rot und Blau dargestellt: In den roten Bereichen liegen die Sterne oberhalb und in den blauen Bereichen unterhalb der verformten Scheibe der Galaxie.
Auch wenn kein Raumschiff über unsere Galaxie hinausfliegen kann, ermöglicht die einzigartig genaue Sicht von Gaia – in allen drei räumlichen Richtungen (3D) plus drei Geschwindigkeiten (auf uns zu und von uns weg sowie quer über den Himmel) – Wissenschaftlern die Erstellung dieser Karten von oben und von der Seite.
Daraus lässt sich erkennen, dass sich die Welle über einen großen Teil der galaktischen Scheibe erstreckt und Sterne in einer Entfernung von mindestens 30.000 bis 65.000 Lichtjahren vom Zentrum der Galaxie beeinflusst (zum Vergleich: Die Milchstraße hat einen Durchmesser von etwa 100.000 Lichtjahren).
„Was dies noch faszinierender macht, ist unsere Fähigkeit, dank Gaia auch die Bewegungen von Sternen innerhalb der galaktischen Scheibe zu messen“, sagt Eloisa Poggio, Astronomin am Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) in Italien, die das Team von Wissenschaftlern leitete, das die Welle entdeckt hat.
„Das Faszinierende daran ist nicht nur das visuelle Erscheinungsbild der Wellenstruktur im 3D-Raum, sondern auch ihr wellenartiges Verhalten, wenn wir die Bewegungen der Sterne innerhalb dieser Struktur analysieren.“

Die Bewegungen der Sterne werden durch die weißen Pfeile in der links abgebildeten Seitenansicht der Milchstraße sichtbar gemacht. Auffällig ist, dass das Wellenmuster der vertikalen Bewegungen (dargestellt durch die Pfeile) gegenüber dem Wellenmuster, das durch die vertikalen Positionen der Sterne gebildet wird (angezeigt durch die Farben Rot/Blau), leicht horizontal verschoben ist.
„Dieses beobachtete Verhalten entspricht unseren Erwartungen an eine Welle“, erklärt Eloisa.
Stellen Sie sich eine „Welle“ vor, die von einer Menschenmenge in einem Stadion gemacht wird. Da galaktische Zeiträume viel länger sind als unsere, stellen Sie sich vor, Sie würden diese Stadionwelle in der Zeit eingefroren sehen, ähnlich wie wir die Milchstraße beobachten. Einige Personen würden aufrecht stehen, andere hätten sich gerade hingesetzt (als die Welle vorbeizog) und wieder andere würden sich darauf vorbereiten, aufzustehen (wenn die Welle sich ihnen nähert).
In dieser Analogie entsprechen die aufrecht stehenden Personen den rot gefärbten Bereichen in unseren Frontal- und Randkarten. Und wenn wir die Bewegungen betrachten, sind die Personen mit den größten positiven vertikalen Bewegungen (dargestellt durch die größten weißen Pfeile, die nach oben zeigen) diejenigen, die gerade beginnen aufzustehen, bevor die Welle sie erreicht.
Eloisa und ihre Kollegen konnten diese überraschende Bewegung aufspüren, indem sie die genauen Positionen und Bewegungen junger Riesenstern und Cepheidensterne untersuchten. Dabei handelt es sich um Sternarten, deren Helligkeit sich auf vorhersehbare Weise verändert und die mit Teleskopen wie Gaia über große Entfernungen hinweg beobachtet werden können.
Da sich junge Riesenstern und Cepheiden mit der Welle bewegen, vermuten die Wissenschaftler, dass auch das Gas in der Scheibe an dieser großräumigen Welle beteiligt sein könnte. Es ist möglich, dass junge Sterne die Erinnerung an die Welleninformationen aus dem Gas selbst, aus dem sie entstanden sind, bewahren.
Die Wissenschaftler kennen den Ursprung dieser galaktischen Erschütterungen nicht. Eine mögliche Erklärung könnte eine frühere Kollision mit einer Zwerggalaxie sein, aber sie müssen dies noch weiter untersuchen.

Die große Welle könnte auch mit einer kleineren Wellenbewegung in Verbindung stehen, die 500 Lichtjahre von der Sonne entfernt beobachtet wurde und sich über 9000 Lichtjahre erstreckt, der sogenannten Radcliffe-Welle.
„Die Radcliffe-Welle ist jedoch ein viel kleineres Filament und befindet sich in einem anderen Teil der Galaxienscheibe als die in unserer Arbeit untersuchte Welle (viel näher an der Sonne als die große Welle). Die beiden Wellen können miteinander in Verbindung stehen oder auch nicht. Deshalb möchten wir weitere Forschungen durchführen“, fügt Eloisa hinzu.
„Die bevorstehende vierte Datenveröffentlichung von Gaia wird noch genauere Positionen und Bewegungen der Sterne der Milchstraße enthalten, darunter auch variable Sterne wie Cepheiden. Dies wird Wissenschaftlern helfen, noch bessere Karten zu erstellen und damit unser Verständnis dieser charakteristischen Merkmale unserer Heimatgalaxie zu verbessern“, sagt Johannes Sahlmann, Gaia-Projektwissenschaftler der ESA.

„The great wave: Evidence of a large-scale vertical corrugation propagating outwards in the Galactic disc” von E. Poggio et al. wurde in der Fachzeitschrift Astronomy and Astrophysics veröffentlicht. https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2025/07/aa51668-24/aa51668-24.html

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• GAIA

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Quelle: AIP 31. Juli 2024.

31. Juli 2024 – Die alten Sterne bildeten die dünne Scheibe der Milchstraße bereits weniger als eine Milliarde Jahre nach dem Urknall, mehrere Milliarden Jahre früher als bisher angenommen.

Die Milchstraße besteht aus einem großen Halo, einer zentralen Ausbuchtung und einem Balken, einer dicken Scheibe und einer dünnen Scheibe. Die meisten Sterne befinden sich in der sogenannten dünnen Scheibe unserer Milchstraße und folgen einer organisierten Rotation um das galaktische Zentrum. Sterne mittleren Alters, wie unsere 4,6 Milliarden Jahre alte Sonne, gehören zur dünnen Scheibe, von der man annimmt, dass sie vor etwa 8 bis 10 Milliarden Jahren entstanden ist.

Zu verstehen, wie sich die Milchstraße gebildet hat, ist ein wichtiges Ziel der galaktischen Archäologie. Dazu werden detaillierte Karten der Galaxis benötigt, die das Alter, die chemische Zusammensetzung und die Bewegungen der Sterne zeigen. Diese Karten, die als chrono-chemo-kinematische Karten bezeichnet werden, helfen dabei, die Geschichte unserer Galaxie zu verstehen. Die Erstellung dieser detaillierten Karten ist eine Herausforderung, denn sie erfordert große Datensätze von Sternen mit genau bekannten Altersangaben.

Ein gängiger Ansatz zur Bewältigung dieser Herausforderung ist die Untersuchung sehr metallarmer, alter Sterne, die ein Fenster in die Frühzeit der Milchstraße darstellen. Sehr metallarme Sterne sind als alt bekannt, weil sie zu den ersten Sternen gehörten, die sich bildeten, als das Universum noch größtenteils aus Wasserstoff und Helium bestand, bevor viele der schwereren Elemente durch nachfolgende Generationen von Sternen erzeugt und verteilt wurden.

Anhand eines Datensatzes der Gaia-Mission der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) untersuchte ein internationales Team unter der Leitung von Astronomen des Leibniz-Instituts für Astrophysik Potsdam (AIP) Sterne in der Sonnenumgebung, etwa 3200 Lichtjahre um die Sonne. Dabei entdeckten sie eine überraschende Anzahl sehr alter Sterne in dünnen Scheibenbahnen; die meisten von ihnen sind älter als 10 Milliarden Jahre, einige sogar älter als 13 Milliarden Jahre. Diese alten Sterne weisen eine große Bandbreite an Metallzusammensetzungen auf: einige sind sehr metallarm (wie erwartet), während andere einen doppelt so hohen Metallgehalt wie unsere viel jüngere Sonne aufweisen, was darauf hindeutet, dass in der frühen Phase der Entwicklung der Milchstraße eine rasche Metallanreicherung stattgefunden hat.

„Diese alten Sterne in der Scheibe deuten darauf hin, dass die Bildung der dünnen Scheibe der Milchstraße viel früher begann als bisher angenommen, etwa 4-5 Milliarden Jahre“, erklärt Samir Nepal vom AIP und Erstautor der Studie. „Diese Studie zeigt auch, dass unsere Galaxie in frühen Epochen eine intensive Sternentstehung hatte, die zu einer sehr schnellen Metallanreicherung in den inneren Regionen und der Bildung der Scheibe führte. Diese Entdeckung bringt die Zeitspanne der Scheibenbildung in der Milchstraße in Einklang mit der Zeitspanne von Galaxien mit hoher Rotverschiebung, die vom James Webb Space Telescope (JWST) und dem Atacama Large Millimeter Array (ALMA) Radioteleskop beobachtet wurden. Die Ergebnisse zeigen, dass sich kalte Scheiben schon sehr früh in der Geschichte des Universums bilden und stabilisieren konnten, was neue Erkenntnisse über die Entwicklung von Galaxien liefert.“

„Unsere Studie deutet darauf hin, dass sich die dünne Scheibe der Milchstraße viel früher gebildet haben könnte, als wir dachten, und dass ihre Entstehung eng mit der frühen chemischen Anreicherung in den innersten Regionen unserer Galaxie zusammenhängt“, erklärt Cristina Chiappini. „Die Kombination von Daten aus verschiedenen Quellen und die Anwendung fortschrittlicher maschineller Lerntechnologien haben es uns ermöglicht, die Zahl der Sterne mit qualitativ hochwertigen stellaren Parametern zu erhöhen – ein wichtiger Schritt, der unser Team zu diesen neuen Erkenntnissen geführt hat.“

Die Ergebnisse wurden durch die dritte Datenveröffentlichung der Gaia-Mission ermöglicht. Das Team analysierte die Sternparameter von mehr als 800.000 Sternen mithilfe einer neuartigen Methode des maschinellen Lernens, die Informationen aus verschiedenen Datentypen kombiniert, um verbesserte Sternparameter mit hoher Präzision zu erhalten. Zu diesen präzisen Messungen gehören Schwerkraft, Temperatur, Metallgehalt, Entfernungen, Kinematik und das Alter der Sterne. In Zukunft wird ein ähnliches maschinelles Lernverfahren verwendet werden, um Millionen von Spektren zu analysieren, die im Rahmen der 4MIDABLE-LR-Durchmusterung mit dem 4-Meter-Multi-Object Spectroscopic Telescope (4MOST) gesammelt werden, dass im Jahr 2025 seinen Betrieb aufnimmt.

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• Die Milchstraße

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Quelle: Universität Heidelberg 14. Juni 2024.

14. Juni 2024 – Lediglich rund 2.000 Lichtjahre von der Erde entfernt befindet sich ein Schwarzes Loch, das etwa die 33-fache Masse der Sonne aufweist. Aufgespürt wurde das Objekt mit der Bezeichnung Gaia BH 3 – das massereichste Schwarze Loch, das je in der Milchstraße entdeckt wurde – mithilfe des Weltraum-Observatoriums Gaia der Europäischen Weltraumorganisation ESA. An der Auswertung der zugrundeliegenden Messungen waren Wissenschaftler des Zentrums für Astronomie der Universität Heidelberg (ZAH) federführend beteiligt. Bislang wurden Schwarze Löcher dieses Typs nur in sehr weit entfernten Galaxien beobachtet. Mit der Entdeckung dieses „schlafenden Riesen“ im Sternbild Adler erhofft sich die Forschung neue Erkenntnisse darüber, wie massereiche Sterne entstehen und sich entwickeln.

„Wie bereits unzählige Resultate zuvor ist diese Entdeckung ein weiteres spektakuläres Ergebnis der mittlerweile zwanzigjährigen Arbeit in der Gaia-Datenauswertung“, betont Dr. Michael Biermann, der am Astronomischen Rechen-Institut der Ruperto Carola die astrometrische Auswertung der Daten leitet. Rund 90 Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler sind in dem Bereich am ZAH tätig. Es ist damit die größte Abteilung des Gaia-Datenverarbeitungskonsortiums. Zuständig ist sie für die gesamte Verarbeitungskette von den Rohdaten des Satelliten bis zu den daraus abgeleiteten endgültigen Positionen, Bewegungen und Entfernungen der Sterne.

Grundlage für die aktuelle Entdeckung bildeten ultrapräzise Messungen über einen Zeitraum von fünf Jahren, bei denen die beteiligten Forscherinnen und Forscher auf einen Stern mit leicht schwankender Position aufmerksam geworden sind. Verursacht wird dieses Schwanken durch ein unsichtbares Objekt, das der Stern alle zwölf Jahre umkreist. Wie Dr. Biermann erläutert, handelt es sich dabei um ein „schlafendes“ Schwarzes Loch: Ohne Begleiter in der Nähe, von dem es Materie beziehen kann, erzeugt es kein Licht und ist deshalb extrem schwer zu entdecken. Entstanden ist das außergewöhnlich große Schwarze Loch vor Milliarden Jahren aus einer einzigen Supernovaexplosion und nicht – so der Heidelberger Wissenschaftler – durch das Verschmelzen weniger massereicher Schwarzer Löcher.

„Die wissenschaftlichen Konsequenzen der Entdeckung werden sich erst im Laufe der kommenden Jahre zeigen. Viele Teleskope und Messinstrumente richten sich nun auf dieses Objekt, um die weiteren Eigenschaften und das Verhalten eines derart massereichen Schwarzen Lochs erstmals aus nächster Nähe zu studieren“, erläutert Dr. Ulrich Bastian, der an dem in „Astronomy & Astrophysics“ erschienenen Paper zu Gaia BH3 direkt beteiligt war. Nach den Worten des ZAH-Wissenschaftlers wurde mit dieser Entdeckung der Beleg erbracht, dass auch „schlafende“ und damit unsichtbare Schwarze Löcher aufgespürt werden können, sofern sie mit einem Stern ein Paar bilden.

Originalpublikation
P. Panuzzo et al.: Discovery of a dormant 33 solar-mass black hole in pre-release Gaia astrometry, Gaia Collaboration, Astronomy & Astrophysics, 2024.
DOI: 10.1051/0004-6361/202449763
https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2024/06/aa49763-24/aa49763-24.html
pdf: https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2024/06/aa49763-24.pdf

Video-Animation des BH3-Systems von Stefan Jordan, ZAH/ARI

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• Schwarze Löcher

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Quelle: Universität Wien 10. Juni 2024.

Wien, 10. Juni 2024 – Ein internationales Team von Astronom*innen unter der Leitung der Universität Wien hat die Entstehungsgeschichte von jungen Sternhaufen entschlüsselt, die wir teilweise am Nachthimmel mit freiem Auge sehen können. Das Team, geleitet von Cameren Swiggum und João Alves von der Universität Wien und Robert Benjamin von der University of Wisconsin-Whitewater berichtet, dass die meisten nahegelegenen jungen Sternhaufen nur drei Familien angehören, die jeweils aus sehr massereichen Sternentstehungsregionen stammen. Diese Forschung liefert auch neue Erkenntnisse über die Auswirkungen von Supernovae (gewaltige Explosionen am Lebensende von sehr massereichen Sternen) auf die Bildung gigantischer Gasstrukturen in Galaxien wie unserer Milchstraße. Die Ergebnisse dazu wurden in der renommierten Fachzeitschrift Nature veröffentlicht.

„Junge Sternhaufen eignen sich hervorragend, um die Geschichte und den Aufbau der Milchstraße zu ergründen. Wenn wir ihre Bewegungen in der Vergangenheit und damit ihre Herkunft erforschen, erhalten wir auch wichtige Einblicke in die Entstehung und Evolution unserer Galaxie“, sagt João Alves von der Universität Wien, Co-Autor der Studie. Mithilfe präziser Daten der Gaia-Mission der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) und spektroskopischen Beobachtungen verfolgte das Team die Ursprünge von 155 jungen Sternhaufen in einem Umkreis von etwa 3.500 Lichtjahren um die Sonne. Ihre Analyse zeigt, dass diese Sternhaufen in drei Familien mit jeweils gemeinsamem Ursprung und Entstehungsbedingungen eingeteilt werden können. „Das weist darauf hin, dass die jungen Sternhaufen von nur drei sehr aktiven und massereichen Sternentstehungsregionen abstammen“, so Alves. Diese drei Sternenfamilien wurden nach ihren jeweils prominentesten Sternhaufen benannt: Collinder 135 (Cr135), Messier 6 (M6) und Alpha Persei (αPer).

„Diese Erkenntnisse liefern ein klareres Bild davon, wie junge Sternhaufen in unserer galaktischen Nachbarschaft wie Verwandte miteinander verbunden sind“, sagt Hauptautor Cameren Swiggum, Doktorand an der Universität Wien. „Indem wir die 3D-Bewegungen und früheren Positionen dieser Sternhaufen untersuchen, können wir ihre gemeinsamen Ursprünge identifizieren und die Orte in unserer Galaxie lokalisieren, in denen vor bis zu 40 Millionen Jahren die ersten Sterne in den dazugehörigen Sternhaufen entstanden sind.“

Diese gewaltigen Explosionen schufen vermutlich auch unsere „Lokale Bubble“
Die Studie ergab, dass sich bisher über 200 Supernova-Explosionen innerhalb dieser drei Sternhaufen-Familien ereignet haben müssen, welche enorme Energiemengen in ihre Umgebung freigesetzt haben. Die Autor*innen schlussfolgerten, dass diese Energie vermutlich die Gasverteilung in der lokalen Milchstraße stark beeinflusst hat. „Das wäre eine Erklärung für die Entstehung einer Superbubble, einer riesigen Blase aus Gas und Staub mit einem Durchmesser von 3.000 Lichtjahren um die Cr-135 Familie“, erklärt Swiggum. Auch unser Sonnensystem ist in einer solchen Blase eingebettet, die sogenannte Lokale Bubble, die mit sehr dünnem und heißem Gas gefüllt ist. „Die Lokale Bubble ist vermutlich auch mit der Geschichte einer der drei Sternhaufenfamilien verknüpft“, ergänzt Swiggum. „Und sie hat wahrscheinlich auch Spuren auf der Erde hinterlassen, worauf Messungen von Eisenisotopen (60Fe) in der Erdkruste hinweisen.“

„Wir können den Himmel praktisch in eine Zeitmaschine verwandeln, die es uns ermöglicht, die Geschichte unserer Heimatgalaxie nachzuverfolgen“, sagt João Alves. „Indem wir die Genealogie von Sternhaufen entschlüsseln, erfahren wir auch mehr über unsere eigene galaktische Abstammung.“ In Zukunft plant das Team um João Alves noch genauer zu erforschen, ob und wie unser Sonnensystem mit interstellarer Materie in unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße, interagiert hat.

Diese Forschung wurde vom ERC Advanced Grant ISM-FLOW (Alves), der Österreichischen Forschungsförderungsgesellschaft (FFG), der Deutschen Forschungsgemeinschaft (DFG) und der NASA unterstützt.

Originalpublikation:
Cameren Swiggum, João Alves, Robert Benjamin et al: Most nearby young star clusters formed in three massive complexes. In Nature: 2024.
DOI: 10.1038/s41586-024-07496-9
https://www.nature.com/articles/s41586-024-07496-9

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• Sternhaufen

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Quelle: ESON 16. April 2024.

16. April 2024 – Um die genaue Masse des schwarzen Lochs zu bestimmen, wurden Daten des Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) und anderer bodengestützter Observatorien herangezogen. Sie beziffern die Masse des schwarzen Lochs auf das 33-fache der Sonne.

Stellare schwarze Löcher entstehen durch den Kollaps massereicher Sterne. Die bisher in der Milchstraße nachgewiesenen schwarzen Löcher haben im Durchschnitt etwa die zehnfache Masse der Sonne. Selbst das nächstmassereiche stellare schwarze Loch in unserer Galaxie, Cygnus X-1, erreicht nur 21 Sonnenmassen, was diese neue Beobachtung mit 33 Sonnenmassen außergewöhnlich macht [1].

Außerdem ist dieses schwarze Loch extrem nah an uns dran – mit einer Entfernung von nur 2000 Lichtjahren im Sternbild Aquila ist es das schwarze Loch, das der Erde am zweitnächsten ist. Es wurde als Gaia BH3 oder kurz BH3 bezeichnet und entdeckt, als das Team die Gaia-Beobachtungen zur Vorbereitung einer bevorstehenden Datenfreigabe überprüfte. „Niemand hat damit gerechnet, ein massereiches schwarzes Loch zu finden, das in der Nähe lauert und bisher unentdeckt geblieben ist“, sagt Pasquale Panuzzo, Astronom am Observatoire de Paris, das zum französischen Nationalen Zentrum für wissenschaftliche Forschung (CNRS) gehört. „Diese Art von Entdeckung macht man nur einmal in seinem Forscherleben.“

Zur Bestätigung ihrer Entdeckung nutzte die Gaia-Kollaboration Daten von bodengestützten Observatorien, unter anderem vom Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph (UVES)-Instrument am VLT der ESO in der chilenischen Atacama-Wüste [2]. Diese Beobachtungen ergaben wichtige Eigenschaften des Begleitsterns, die es den Astronominnen und Astronomen in Verbindung mit den Gaia-Daten ermöglichten, die Masse von BH3 genau zu bestimmen.

Astronominnen und Astronomen haben ähnlich massereiche schwarze Löcher außerhalb unserer Galaxie gefunden (mit einer anderen Nachweismethode). Sie vermuten, dass sie aus dem Kollaps von Sternen entstehen, die in ihrer chemischen Zusammensetzung nur wenige Elemente enthalten, die schwerer sind als Wasserstoff und Helium. Es wird angenommen, dass diese so genannten metallarmen Sterne im Laufe ihres Lebens weniger Masse verlieren und daher mehr Material übrig bleibt, aus dem nach ihrem Tod massereiche schwarze Löcher entstehen. Bisher gab es jedoch keine direkten Beweise für den Zusammenhang zwischen metallarmen Sternen und massereichen schwarzen Löchern.

Sterne in Paaren neigen allerdings dazu, eine ähnliche Zusammensetzung zu haben, was bedeutet, dass der Begleiter von BH3 wichtige Hinweise auf den Stern enthält, der kollabierte, um dieses außergewöhnliche schwarze Loch zu bilden. Die UVES-Daten zeigten, dass der Begleiter ein sehr metallarmer Stern war, was darauf hindeutet, dass der Stern, der zur Bildung von BH3 kollabierte, ebenfalls metallarm war – genau wie vorhergesagt.

Die von Panuzzo geleitete Untersuchung wird heute in Astronomy & Astrophysics veröffentlicht. „In Anbetracht der Einzigartigkeit der Entdeckung haben wir den außergewöhnlichen Schritt unternommen, diese auf vorläufigen Daten basierende Arbeit vor der bevorstehenden Ausgabe der Gaia-Daten zu veröffentlichen“, sagt Mitautorin Elisabetta Caffau, ebenfalls Mitglied der Gaia-Kollaboration am CNRS Observatoire de Paris. Die frühzeitige Bereitstellung der Daten ermöglicht es anderen Astronominnen und Astronomen, dieses schwarze Loch bereits jetzt zu untersuchen, ohne auf die Veröffentlichung der vollständigen Daten zu warten, die frühestens Ende 2025 erfolgen soll.

Weitere Beobachtungen dieses Systems könnten mehr über seine Geschichte und über das schwarze Loch selbst verraten. Das GRAVITY-Instrument am VLT-Interferometer der ESO könnte Astronominnen und Astronomen zum Beispiel dabei helfen, herauszufinden, ob dieses schwarze Loch Materie aus seiner Umgebung anzieht, und dieses spannende Objekt besser zu verstehen.

Endnoten
[1] Dies ist nicht das massereichste schwarze Loch in unserer Galaxie – dieser Titel gehört Sagittarius A*, dem supermassereichen schwarzen Loch im Zentrum der Milchstraße, das etwa vier Millionen Mal so viel Masse wie die Sonne hat. Aber Gaia BH3 ist das massereichste schwarze Loch in der Milchstraße, das durch den Kollaps eines Sterns entstanden ist.

[2] Neben UVES am VLT der ESO stützte sich die Studie auf die Daten des HERMES-Spektrographen am Mercator-Teleskop auf La Palma (Spanien), das von der Universität Leuven (Belgien) in Zusammenarbeit mit dem Observatorium der Universität Genf (Schweiz) betrieben wird, und des Hochpräzisionsspektrographen SOPHIE am Observatoire de Haute-Provence – OSU Institut Pythéas.

Weitere Informationen
Diese Forschungsergebnisse wurden in einer Veröffentlichung mit dem Titel „Discovery of a dormant 33 solar-mass black hole in pre-release Gaia astrometry“ (Entdeckung eines inaktiven schwarzen Lochs von 33 Sonnenmassen mittels Gaia-Astrometrie) vorgestellt, die in der Zeitschrift Astronomy & Astrophysics (https://www.aanda.org/component/article?access=doi&doi=10.1051/0004-6361/202449763) erscheint (DOI: 10.1051/0004-6361/202449763).

Der Artikel von P. Panuzzo et al. wurde von der Gaia-Kollaboration verfasst, an der über 300 Autoren aus der ganzen Welt beteiligt sind, darunter Österreich, Belgien, Tschechien, Finnland, Frankreich, Deutschland, Italien, Niederlande, Polen, Portugal, Spanien, Schweden, Schweiz, Vereinigtes Königreich, Chile und Australien.

Über die ESO
Die Europäische Südsternwarte (ESO) befähigt Wissenschaftler*innen weltweit, die Geheimnisse des Universums zum Nutzen aller zu entdecken. Wir entwerfen, bauen und betreiben Observatorien von Weltrang, die Astronominnen und Astronomen nutzen, um spannende Fragen zu beantworten und die Faszination der Astronomie zu wecken, und wir fördern die internationale Zusammenarbeit in der Astronomie.

Die ESO wurde 1962 als zwischenstaatliche Organisation gegründet und wird heute von 16 Mitgliedstaaten (Belgien, Dänemark, Deutschland, Frankreich, Finnland, Irland, Italien, den Niederlanden, Österreich, Polen, Portugal, Schweden, der Schweiz, Spanien, der Tschechischen Republik und dem Vereinigten Königreich) sowie dem Gastland Chile und Australien als strategischem Partner unterstützt.

Der Hauptsitz der ESO und ihr Besucherzentrum und Planetarium, die ESO Supernova, befinden sich in der Nähe von München in Deutschland, während die chilenische Atacama-Wüste, ein wunderbarer Ort mit einzigartigen Bedingungen für die Himmelsbeobachtung, unsere Teleskope beherbergt.

Die ESO betreibt drei Beobachtungsstandorte: La Silla, Paranal und Chajnantor. Am Standort Paranal betreibt die ESO das Very Large Telescope und das dazugehörige Very Large Telescope Interferometer sowie Durchmusterungsteleskope wie z. B. VISTA. Ebenfalls am Paranal wird die ESO das Cherenkov Telescope Array South betreiben, das größte und empfindlichste Gammastrahlen-Observatorium der Welt. Zusammen mit internationalen Partnern betreibt die ESO auf Chajnantor APEX und ALMA, zwei Einrichtungen zur Beobachtung des Himmels im Millimeter- und Submillimeterbereich. Auf dem Cerro Armazones in der Nähe von Paranal bauen wir „das größte Auge der Welt am Himmel“ – das Extremely Large Telescope der ESO. Von unseren Büros in Santiago, Chile, aus unterstützen wir unsere Aktivitäten im Land und arbeiten mit chilenischen Partnern und der Gesellschaft zusammen.

Die Übersetzungen von englischsprachigen ESO-Pressemitteilungen sind ein Service des ESO Science Outreach Network (ESON), eines internationalen Netzwerks für astronomische Öffentlichkeitsarbeit, in dem Wissenschaftler und Wissenschaftskommunikatoren aus allen ESO-Mitgliedsländern (und einigen weiteren Staaten) vertreten sind. Deutscher Knoten des Netzwerks ist das Haus der Astronomie in Heidelberg.

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• ESO

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Quelle: AIP 16. April 2024.

16. April 2024 – Bei der Durchsicht der Daten der ESA-Mission Gaia entdeckten Forschende einen „schlafenden“ Riesen. Im Sternbild Adler, weniger als 2000 Lichtjahre von der Erde entfernt, versteckt sich ein Schwarzes Loch mit einer Masse, die fast 33-mal so groß ist wie die der Sonne. Dies ist das erste Mal, dass ein so großes Schwarzes Loch stellaren Ursprungs so nahe an der Erde gefunden wurde. Diese Entdeckung stellt unser Verständnis zur Entstehung und Entwicklung massereicher Sterne in Frage.

Die Materie in einem Schwarzen Loch ist so dicht gepackt, dass nichts seiner gewaltigen Anziehungskraft entkommen kann, nicht einmal Licht. Die große Mehrheit der uns bekannten stellaren Schwarzen Löcher, die aus dem Gravitationskollaps massereicher Sterne entstehen, verschlingt die Materie eines nahen Begleitsterns. Das eingefangene Material fällt mit hoher Geschwindigkeit auf das kollabierte Objekt, wird dabei extrem heiß und setzt Röntgenstrahlung frei. Diese Systeme gehören zu einer Familie von Himmelsobjekten, die als Röntgendoppelsterne bezeichnet werden. Wenn ein Schwarzes Loch keinen Begleiter in der Nähe hat, von dem es Materie einfangen könnte, erzeugt es kein Licht und ist extrem schwer zu entdecken. Diese Schwarzen Löcher werden als „schlafend“ oder „ruhend“ bezeichnet.

Bei der Vorbereitung der Veröffentlichung des nächsten Gaia-Katalogs, Data Release 4 (DR4), überprüfen Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler die Bewegungen von Milliarden von Sternen und führen komplexe Tests durch, um herauszufinden, ob etwas ungewöhnlich ist. Die Bewegungen der Sterne können von Begleitern beeinflusst werden: von leichten Objekten wie Exoplaneten, schwereren Begleitern wie Sternen oder sehr schweren Begleitern wie Schwarzen Löchern. In der Gaia-Kollaboration gibt es spezielle Teams, die all diese „seltsamen“ Fälle untersuchen.

Ein solches Team befasste sich intensiv mit dieser Aufgabe, als seine Aufmerksamkeit auf einen alten Riesenstern im Sternbild Adler in einer Entfernung von 1926 Lichtjahren von der Erde fiel. Bei der detaillierten Analyse der Schwankungen in der Bahn des Sterns stießen sie auf eine große Überraschung: Der Stern umkreist ein ruhendes Schwarzes Loch von außergewöhnlich hoher Masse, etwa 33 Mal so groß wie die der Sonne.

Dies ist das dritte von Gaia gefundene, ruhende Schwarze Loch und trägt dementsprechend die Bezeichnung „Gaia BH3“. Seine Entdeckung ist wegen der großen Masse des Objekts sehr aufregend. „Es ist ein echtes Einhorn“, freut sich Pasquale Panuzzo vom CNRS, Observatoire de Paris, in Frankreich, der Hauptautor dieser Untersuchung. „Das ist die Art von Entdeckung, die man nur einmal in seinem Forscherleben macht. Bislang wurden Schwarze Löcher dieser Größe nur in weit entfernten Galaxien entdeckt, und zwar von der LIGO-Virgo-KAGRA-Kollaboration dank der Beobachtung von Gravitationswellen.“

Die durchschnittliche Masse der bekannten Schwarzen Löcher stellaren Ursprungs in unserer Galaxie beträgt etwa das Zehnfache der Masse unserer Sonne. Bisher wurde der Rekord von einem Schwarzen Loch in einem Röntgendoppelstern im Sternbild Schwan (Cyg X-1) gehalten, dessen Masse auf etwa das 20-fache der Sonne geschätzt wird.

Anhand der Gaia-Daten konnten die Forschenden die Masse des Schwarzen Lochs Gaia BH3 genau bestimmen und es als erstes Schwarzes Loch mit einer präzisen Massenmessung bestätigen. Mit der 30-fachen Masse der Sonne deckt es sich mit den Schätzungen für weit entfernte Schwarze Löcher, die mit Hilfe von Gravitationswellen entdeckt wurden, was die Existenz solch schwerer Schwarzer Löcher bestätigt. Die Entstehung solch massereicher Schwarzer Löcher stellt jedoch eine Herausforderung für das derzeitige Verständnis dar, da die gängigen Theorien zur Entwicklung massereicher Sterne ihre Entstehung nicht erklären können. In der Nähe von Gaia BH3 könnten jedoch Hinweise zur Lösung dieses Rätsels zu finden sein.

Ein ungewöhnlicher Stern umkreist Gaia BH3 in einer Entfernung, die etwa 16-mal so groß ist wie die Entfernung der Sonne zur Erde. Er stammt aus den frühen Stadien der Entstehung der Milchstraße. Der Riesenstern gehört zum galaktischen Halo und bewegt sich in entgegengesetzter Richtung zu den Sternen in der galaktischen Scheibe, was darauf hindeutet, dass er wahrscheinlich aus einer Zwerggalaxie oder einem Kugelsternhaufen stammt, der vor über acht Milliarden Jahren von unserer eigenen Galaxie verschluckt wurde. Die elementare Zusammensetzung des Begleitsterns, der keine schweren Elemente enthält, stützt diese Theorie. Die Zusammensetzung deutet auch darauf hin, dass sich das Doppelsternsystem nach der Geburt von Gaia BH3 gebildet haben könnte, möglicherweise durch Einfangen des Begleitsterns aus einem anderen System.

Die Gaia-Kollaboration stieß auf diesen „schlafenden“ Riesen, als sie zur Vorbereitung der Veröffentlichung des vierten Gaia-Katalogs die Korrektheit der vorläufigen Daten überprüfte. Da die Entdeckung so außergewöhnlich ist, entschied die Gaia-Kollaboration, sie schon vor der offiziellen Datenveröffentlichung bekanntzugeben. Die nächste Veröffentlichung von Gaia-Daten verspricht eine Goldgrube für die Untersuchung von Doppelsternsystemen und die Entdeckung weiterer ruhender Schwarzer Löcher in unserer Galaxie zu werden.

Das Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP) ist Teil der Gaia-Kollaboration, die alle Gaia-Daten für die Veröffentlichung vorbereitet, und als solches an dieser spektakulären Entdeckung beteiligt.

Originalveröffentlichung:
Gaia Collaboration, P. Panuzzo et al. 2023: “Discovery of a dormant 33 solar-mass black hole in pre-release Gaia astrometry”, doi.org/10.1051/0004-6361/202449763 , https://www.aanda.org/component/article?access=doi&doi=10.1051/0004-6361/202449763.

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• GAIA

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Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie 21. März 2024.

21. März 2024 – Der neue Fund ist das astronomische Äquivalent dazu, dass Archäologen Spuren einer ersten Siedlung finden, die sich später zu einer großen Stadt entwickelte. Die Rekonstruktion gelang mit Hilfe von Daten für fast 6 Millionen Sterne aus der ESA-Mission Gaia und der SDSS-Durchmusterung. Die Ergebnisse wurden in der Fachzeitschrift Astrophysical Journal veröffentlicht.

Die Frühgeschichte unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße, ist eine Geschichte des Zusammenfügens kleinerer Galaxien – also bereits für sich genommen ziemlich großer Bausteine. Nun konnten Khyati Malhan und Hans-Walter Rix vom Max-Planck-Institut für Astronomie zwei der frühesten solchen Bausteine identifizieren, die heute noch als solche zu erkennen sind: proto-galaktische Fragmente, die vor 12 bis 13 Milliarden Jahren, als die Galaxienbildung im Universum noch ganz am Anfang war, mit einer frühen Version unserer Milchstraße verschmolzen. Die Astronomen haben jene Komponenten Shakti und Shiva getauft. Identifiziert werden konnten sie durch die Kombination von Daten des ESA-Astrometrie-Satelliten Gaia mit Daten aus der SDSS-Durchmusterung. Für die Astronomie ist dieser Fund gleichbedeutend mit der Entdeckung von Spuren einer ersten Siedlung, die sich zu einer großen heutigen Stadt entwickelte.

Dem Ursprung von Sternen aus anderen Galaxien auf der Spur
Wenn Galaxien zusammenstoßen und verschmelzen, geschehen mehrere Dinge parallel: Jede Galaxie führt ihr eigenes Reservoir an Wasserstoffgas mit sich. Bei der Kollision werden diese Wasserstoffgaswolken instabil. Teilregionen davon kollabieren und bilden so zahlreiche neue Sterne. Andererseits besitzen auch die ankommenden Galaxien ihre eigenen Sterne, und bei einer Verschmelzung vermischen sich die Sterne der Galaxien. Langfristig werden diese „akkretierten Sterne“ Teil der Sternpopulation der neu entstandenen kombinierten Galaxie. Man könnte denken, es sei hoffnungslos, nachträglich, nämlich nach Abschluss des Verschmelzungsprozesses, herauszufinden, welche Sterne aus welcher Vorgängergalaxie stammen. Tatsächlich gibt es aber zumindest einige Möglichkeiten, die Abstammung solcher Sterne zurückzuverfolgen.

Glücklicherweise kann die Physik an dieser Stelle weiterhelfen. Wenn Galaxien kollidieren und sich ihre Sternpopulationen vermischen, behalten die meisten Sterne grundlegende Eigenschaften bei, die direkt mit der Geschwindigkeit und der Richtung der Galaxie zusammenhängen, aus der sie stammen. Sterne aus ein und derselben Galaxie, die mit unserer Milchstraße verschmolz, haben sehr ähnliche Werte sowohl für ihre Energie als auch für das, was Physiker als Drehimpuls bezeichnen – vereinfacht gesagt: der Schwung, der mit einer Kreisbewegung oder Rotation verbunden ist. Bei Sternen, die sich im Gravitationsfeld einer Galaxie bewegen, bleiben sowohl Energie als auch Drehimpuls über lange Zeiträume hinweg erhalten. Größere Gruppen von Sternen, die alle ungefähr dieselben ungewöhnlichen Werte für Energie und Drehimpuls haben, sind gute Kandidaten für den Überrest einer Galaxie, die mit der Milchstraße verschmolz.

Weitere Hinweise können bei der Identifizierung helfen. Sterne, die in jüngerer Zeit entstanden sind, enthalten einen höheren Anteil an schwereren Elementen (in der Sprache der Astronomie sind das „Metalle“) als Sterne, die vor langer Zeit entstanden sind. Je niedriger der Metallgehalt (die „Metallizität“), desto früher dürfte der betreffende Stern entstanden sein. Wenn man versucht, Sterne zu identifizieren, die bereits vor 13 Milliarden Jahren existierten, sollte man nach Sternen mit sehr geringem Metallgehalt („metallarm“) suchen.

Virtuelle Daten-Ausgrabungen
Es ist allerdings erst seit vergleichsweise kurzer Zeit möglich, auf diese Weise Sterne zu identifizieren, die sich unserer Milchstraße im Laufe solch eines Verschmelzungsprozesses angeschlossen haben. Dazu sind große, qualitativ hochwertige Datensätze erforderlich, die für die Analyse auf geschickte Weise gesichtet werden müssen, um die gesuchte Objektklasse zu identifizieren – und solche Datensätze sind erst seit einigen Jahren verfügbar. Der ESA-Astrometrie-Satellit Gaia bietet einen idealen Datensatz für diese Art von galaktischer Big-Data-Archäologie. Er wurde 2013 gestartet und hat in den vergangenen zehn Jahren einen immer genaueren Datensatz produziert, der mittlerweile Positionen, Positionsänderungen und Entfernungen für fast 1,5 Milliarden Sterne in unserer Galaxie enthält.

Die Gaia-Daten haben das Studium der Dynamik der Sterne in unserer Heimatgalaxie auf eine ganz neue Grundlage gestellt. Auf Basis dieser Daten wurden bereits eine ganze Reihe neuer Strukturen in unserer Milchstraße entdeckt. Eine davon ist der Gaia-Enceladus/Sausage-Sternstrom, ein Überbleibsel der jüngsten größeren Verschmelzung, die unsere Heimatgalaxie durchlaufen hat – vor 8 bis 11 Milliarden Jahre. Zwei weitere Strukturen waren im Jahr 2022 identifiziert worden: Der von Malhan und Kolleg*innen identifizierte Pontus-Strom und das von Rix und Kolleg*innen identifizierte „arme alte Herz“ der Milchstraße. Bei letzterem handelt es sich um eine Population von Sternen, die während der allerersten Fusionen, aus denen die Proto-Milchstraße hervorging, neu entstanden sind und sich weiterhin in der zentralen Region unserer Galaxie befinden.

Spuren von Shakti und Shiva
Den hier beschriebenen Fund machten Malhan und Rix mit Hilfe von Gaia-Daten in Kombination mit hochaufgelösten Sternspektren des Sloan Digital Sky Survey (DR17). Letztere liefern detaillierte Informationen über die chemische Zusammensetzung der Sterne. Malhan sagt: „Für eine bestimmte Gruppe metallarmer Sterne gibt es eine Häufung bei zwei bestimmten Kombinationen von Energie und Drehimpuls.“

Im Gegensatz zum „armen alten Herzen“, das die Astronomen ebenfalls in den entsprechenden Diagrammen ausmachen, wiesen die beiden Gruppen gleichgesinnter Sterne dabei einen vergleichsweise großen Drehimpuls auf. Genau das würde man für Gruppen von Sternen erwarten, die zu separaten Galaxien gehörten, welche dann mit der Milchstraße verschmolzen. Malhan nannte diese beiden Strukturen Shakti und Shiva, letztere eine der Hauptgottheiten des Hinduismus und erstere eine weibliche kosmische Kraft, die oft als Gefährtin Shivas dargestellt wird.

Die Energie- und Drehimpulswerte sowie die insgesamt niedrige Metallizität, die in etwa jener des „armen alten Herzens“ entspricht, machen Shakti und Shiva zu guten Kandidaten für einige der frühesten Vorfahren unserer Milchstraße. Rix sagt: „Shakti und Shiva könnten die ersten beiden Neuzugänge zum ‚armen alten Herzen‘ unserer Milchstraße sein, die ihr Wachstum zu einer großen Galaxie einleiteten.“

Mehrere Durchmusterungen, die entweder bereits laufen oder in den nächsten Jahren beginnen werden, versprechen relevante zusätzliche Daten, sowohl Spektren (SDSS-V, 4MOST) als auch genaue Entfernungen (LSST/Rubin-Observatorium). Sie sollten es den Astronomen ermöglichen, eine eindeutige Entscheidung darüber zu treffen, ob Shakti und Shiva tatsächlich ein Blick auf die früheste Vorgeschichte unserer Heimatgalaxie sind oder nicht.

Originalveröffentlichung
K. Malhan & H.-W. Rix
SHIVA and SHAKTI: Presumed Proto-Galactic Fragments in the Inner Milky Way
The Astrophysical Journal, Vol. 964 (Issue 2), 104 (2024)
dx.doi.org/10.3847/1538-4357/ad1885
pdf: https://www.mpg.de/21722952/malhan_rix_2024_apj_964_104.pdf

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• Die Milchstraße

Der Beitrag MPIA: Forscher identifizieren zwei der frühesten Bausteine der Milchstraße erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Ludwig-Maximilians-Universität München 21. Februar 2024.

München, 21. Februar 2024 – Haben Sie in Ihrer Nachbarschaft auch schon einmal einen „neuen“ Ort entdeckt, ein nettes Café oder einen hübschen Garten vielleicht, und dann gemerkt, dass es den schon lange gibt und Sie nur nie richtig geschaut haben? So ging es den Astrophysikerinnen und Astrophysikern, die vor vier Jahren in der Nachbarschaft der Sonne zufällig eine gigantische zusammenhängende, wellenförmige Gasstruktur entdeckt haben. Die sogenannte Radcliffe-Welle ist eine von Sternentstehungsgebieten durchwirkte gewellte Gaskette, die sich über das halbe Firmament erstreckt: entlang dem Sternenband der Milchstraße von der Konstellation Cygnus bis hin zum Orion sowie 500 Lichtjahre ober- und unterhalb der galaktischen Scheibe. In einer neuen, im Fachjournal Nature publizierten Arbeit zeigten die Forschenden nun, dass diese wellenförmige Gaskette tatsächlich um die Ebene der Milchstraße oszilliert und vom Zentrum unserer Galaxis wegdriftet.

Unsere galaktische Nachbarschaft in 3D
Wir befinden uns mitten in der Stern- und Gasscheibe des Milchstraßensystems; eine Außenansicht unserer Heimatgalaxie werden wir daher nie erhalten. Aber wir können ein Bild unserer galaktischen Nachbarschaft von innen her erstellen und so die Gestalt der Milchstraße bestimmen. Ein internationales Team von Forschenden der Harvard University, der LMU und der Universität Wien unternahm eine erneute Analyse der Daten des Europäischen Weltraumteleskops GAIA, das seit über zehn Jahren mit außerordentlicher Genauigkeit die Bewegung der Sterne des Milchstraßensystems kartiert. Mit zusätzlichen Messungen von absorbiertem Sternenlicht gelang ihnen eine tomographische Rekonstruktion der dreidimensionalen galaktischen Staubverteilung. Zusammen mit den von GAIA gemessenen Sternbewegungen errechneten sie so eine dynamische 3D-Karte aller benachbarten Sterngruppen und Gaswolken.

Am zweidimensionalen Nachthimmel ist die Welle unsichtbar. Erst die neue 3D-Technik zur Kartierung von interstellaren Wolken hatte in früheren Untersuchungen das gewaltige Wellenmuster enthüllt. Das für die neue Arbeit vom Harvard-Doktoranden Ralf Konietzka (zuvor Student im Elite-Masterstudiengang Theoretische und Mathematische Physik (TMP) an der LMU) angeführte internationale Entdeckerteam, darunter auch Professor Andreas Burkert, Astrophysiker an der LMU und im Exzellenzcluster ORIGINS, sowie Forschende der Universitäten Harvard und Wien, lieferte weitere Erkenntnisse: Es zeigte mithilfe der 3D-Bewegungen von jungen Haufen von Babysternen in Sonnennähe, dass die Radcliffe-Welle nicht nur wie eine Welle aussieht, sondern sich auch wie eine Welle bewegt. Mit anderen Worten: Sie oszilliert.

„Anhand der Bewegung der Baby-Sterne, die entlang der Radcliffe-Welle geboren wurden, können wir die Bewegung ihres Ursprungsgases nachverfolgen, um zu zeigen, dass die Radcliffe-Welle tatsächlich schwingt“, sagt der ehemalige LMU-Student und jetzige Harvard-Doktorand Ralf Konietzka.

Schaukelnde Babysterne
Die beobachtete Schwingung steht im Einklang mit dem, was Physikerinnen und Physiker als Wanderwelle bezeichnen. Wie bei Wellen, die sich über dem offenen Ozean ausbreiten, verschieben sich die Wellenberge und -täler der Radcliffe-Welle mit der Zeit. Die in der Welle entstehenden Babysterne schaukeln darin auf und ab und signalisieren so eine wiegende Bewegung in der galaktischen Scheibe.

Unsere Sonne befindet sich (zufällig) im Zentrum der Lokalen Blase, einem von mehreren Supernova-Ausbrüchen leer gefegten wachsenden Hohlraum, an dessen Rändern neue Sterne entstehen. Anhand der Wanderrichtung der Radcliffe-Welle lässt sich zurückverfolgen, dass der Sternhaufen, dessen Supernovae die Lokale Blase geschaffen haben, womöglich einst in einer Sternenkinderstube der Radcliffe-Welle entstanden ist.

„Die spannende Frage ist nun, wie diese große Störung entstehen konnte, die gerade an der Sonne vorbeiläuft, und was wir daraus über die Struktur und Entwicklung unserer Milchstraße lernen können“, sagt LMU-Astrophysiker Burkert.

Publikation:
R. Konietzka, A. A. Goodman, C. Zucker, A. Burkert, J. Alves, M. Foley, C. Swiggum, M. Koller, N. Miret-Roig: The Radcliffe Wave is Oscillating; Nature, 202
https://www.nature.com/articles/s41586-024-07127-3

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• Die Milchstraße

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Quelle: Universität Wien 20. Februar 2024.

20. Februar 2024 – Erst vor wenigen Jahren entdeckte ein internationales Team von den Universitäten Wien und Harvard rund um den Astrophysiker João Alves (Universität Wien) Erstaunliches: In der Nachbarschaft unserer Sonne existiert eine riesige, wellenförmige, zusammenhängende Kette an Gaswolken, die entlang des Spiralarms unserer Galaxie Sternhaufen bildet – genannt Radcliffe-Welle. Bisher gab es jedoch ungelöste Fragen über jene Struktur. Nun berichten Alves und seine Kolleg*innen aus Harvard und der LMU München, dass die Radcliffe-Welle nicht nur wie eine Welle aussieht, sondern sich auch so bewegt. Die Forschungsergebnisse sind aktuell im renommierten Fachmagazin Nature erschienen.

Vor einigen Jahren enthüllten Astronom*innen der Universität Wien und der Universität Harvard eines der größten Geheimnisse der Milchstraße, als sie die Radcliffe-Welle entdeckten. Die Radcliffe-Welle ist eine 9.000 Lichtjahre lange, wellenförmige, zusammenhängende Kette an Gaswolken, die entlang des Spiralarms unserer Galaxie existiert und nur 500 Lichtjahre von unserer Sonne entfernt ist. Eine damals erstellte 3D-Staubkarte belegte zwar deutlich die Existenz der Radcliffe-Welle, darüber hinaus konnte aus den Daten jedoch nichts erhoben werden. Nun nutzte das internationale Team neue Daten der Gaia-Mission, um dem jungen Sternhaufen der Radcliffe-Welle 3D-Bewegungen zuzuordnen. „So konnten wir schließlich zeigen, dass die gesamte Radcliffe-Welle tatsächlich wellenförmig ist und sich auch als Wanderwelle bewegt“, erklärt Astrophysiker João Alves von der Universität Wien. Eine Wanderwelle ist dasselbe Phänomen, das wir in einem Sportstadion sehen, wenn Menschen nacheinander aufstehen und sich hinsetzen, um eine Welle auszulösen. Ebenso bewegen sich die Sternhaufen entlang der Radcliffe-Welle auf und ab und erzeugen dabei ein Muster, welches durch unseren galaktischen Garten wandert – sie oszillieren.

„Indem wir die Bewegung der jungen Sterne, die erst vor kurzem aus Gaswolken entlang der Radcliffe-Welle geboren wurden, untersucht haben, konnten wir die Bewegung des Gases, aus denen sie geboren wurden, verfolgen und zeigen, dass sich die Radcliffe-Welle tatsächlich wellt“, erklärt Ralf Konietzka, leitender Autor der Studie und Doktorand in Harvard.

„Das war die letzte offene Frage bezüglich des physikalischen Status der Radcliffe-Welle“, erklärt Alves. „Es ist in der Tat eine physikalisch oszillierende titanische Gaswelle in der Nähe unserer Sonne. Die Radcliffe-Welle kann nun, da wir verstehen, wie sie physikalisch funktioniert, unser Labor im Weltall sein und uns so zu weiteren Erkenntnissen verhelfen.“ So bereits eine erste spannende Ableitung daraus: „Die Art der Oszillation der Welle deutet darauf hin, dass es keine signifikante Menge an dunkler Materie in unserer galaktischen Nachbarschaft gibt“, so Alves.

Das neu gewonnene Verständnis für das Verhalten der Radcliffe-Welle ermöglicht es den Forscher*innen, nun ihre Aufmerksamkeit auf noch herausfordernde Fragen zu richten: Etwa ist noch ungeklärt, wie die Radcliffe-Welle entstanden ist und warum sie sich so wellt, wie sie es tut.

Darüber hinaus wirft die Entdeckung der Oszillation neue Fragen auf: Wie viele solcher Wellen gibt es in der Milchstraße und in anderen Galaxien? Die aktuellen Daten deuten außerdem daraufhin, dass die Radcliffe-Welle das „Rückgrat“ unseres nächsten Spiralarms in der Milchstraße bildet, da sie fast die Hälfte der Länge und rund ein Fünftel der Breite des lokalen Spiralarms ausmacht. Könnte die Bewegung der Welle also auch implizieren, dass Spiralarme von Galaxien im Allgemeinen oszillieren? „Das würde unser Verständnis von Galaxien auf spannende Art vertiefen, denn dann wären sie noch dynamischer als bisher angenommen“, so Alves. All das wird Inhalt weiterer Studien sein, „die gute Zusammenarbeit zwischen der Universität Wien und der Universität Harvard in diesem Bereich wird noch einige spannende Ergebnisse bringen“, sagt Alves.

Originalpublikation:
Ralf Konietzka, João Alves et al.: ‚The Radcliffe Wave is Oscillating‘
DOI: 10.1038/s41586-024-07127-3
https://www.nature.com/articles/s41586-024-07127-3

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• Die Milchstraße

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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

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Quelle: Universität Wien 23. November 2023.

23. November 2023 – Eine Gruppe von Astrophysiker*innen unter der Leitung von Núria Miret-Roig von der Universität Wien fand heraus, dass zwei Methoden zur Bestimmung des Sternenalters unterschiedliche Dinge messen: Die isochrone Messung bestimmt dabei das Geburtsdatum von Sternen, während die dynamische Verfolgung Aufschluss darüber gibt, wann die Sterne „ihr Nest verlassen“, in den untersuchten Sternenhaufen etwa 5,5 Millionen Jahre später. Die Studie, die eine Bestimmung der frühesten Stadien des Lebens von Sternen ermöglicht, erscheint aktuell im Fachjournal „Nature Astronomy“.

Das Alter von Sternen ist in der Astrophysik ein grundlegender Parameter, aber dennoch relativ schwierig zu messen. Die besten Annäherungen gab es bisher für so genannte Sternenhaufen, also für Gruppen gleichaltriger Sterne mit einem gemeinsamen Ursprung. Sechs relativ nahe und junge Sternenhaufen wurden nun im Rahmen einer Studie am Institut für Astrophysik der Universität Wien hinsichtlich ihres Alters untersucht.

Dabei zeigte sich, dass zwei der verlässlichsten Methoden zur Bestimmung des Sternenalters – die isochrone Messung und die dynamische Rückverfolgung – systematisch und beständig auseinander lagen; konkret waren die Sterne laut der Methode der dynamischen Rückverfolgung jeweils rund 5,5 Millionen Jahre jünger als mit der isochronen Messung.

Wann die Uhr zu ticken beginnt
„Dies deutet darauf hin, dass die beiden Messmethoden unterschiedliche Dinge messen“, erklärt Núria Miret-Roig, Erstautorin der Studie, die aktuell in Nature Astronomy erscheint: Demnach beginnt die isochrone „Uhr“ ab dem Zeitpunkt der Sternenentstehung zu ticken, die „Uhr“ der dynamischen Rückverfolgung jedoch erst dann, wenn ein Sternhaufen nach dem Verlassen seiner Mutterwolke zu expandieren beginnt.

„Diese Erkenntnis hat erhebliche Auswirkungen auf unser Verständnis der Sternentstehung und der stellaren Entwicklung, einschließlich der Planetenbildung und der Entstehung von Galaxien, und eröffnet eine neue Perspektive auf die Chronologie der Sternentstehung. So kann die Länge der so genannten ‚eingebetteten Phase‘, während derer Babysterne innerhalb der elterlichen Gaswolke bleiben, abgeschätzt werden“, erklärt João Alves, Ko-Autor und Professor an der Universität Wien.

Messen, wie lange Babysterne im Nest bleiben
„Dieser Altersunterschied zwischen den beiden Methoden stellt ein neues und dringend benötigtes Werkzeug dar, um die frühesten Stadien im Leben eines Sterns zu quantifizieren“, so Alves. „Konkret können wir damit messen, wie lange die Baby-Sterne brauchen, bevor sie ihr Nest verlassen“.

Möglich wurden die Messungen durch die hochauflösenden Daten der Gaia-Sondenmission in Verbindung mit bodengestützten Radialgeschwindigkeiten (z. B. aus dem APOGEE-Katalog). „Diese Kombination erlaubt es uns, die Positionen der Sterne mit der Genauigkeit der 3D-Geschwindigkeiten bis zu ihrem Geburtsort zurückzuverfolgen,“ erklärt Miret-Roig. Neue und kommende spektroskopische Durchmusterungen wie WEAVE, 4MOST und SDSS-V werden diese Untersuchung für die gesamte Sonnenumgebung ermöglichen.

Rätselhafter Unterschied
„Astronom*innen verwenden isochrone Altersangaben, seit wir wissen, wie Sterne funktionieren, aber diese Altersangaben hängen von dem jeweiligen Sternmodell ab, das wir verwenden“, sagt Miret-Roig. „Die hochwertigen Daten des Gaia-Satelliten haben es uns nun ermöglicht, das Alter dynamisch, also unabhängig von den Sternmodellen, zu messen und wir waren begeistert, die beiden Uhren zu synchronisieren.“ Während der Berechnungen trat jedoch ein beständiger und rätselhafter Unterschied zwischen den beiden Altersbestimmungs-Methoden auf. „Und irgendwann kamen wir an einen Punkt, an dem wir die Diskrepanz nicht mehr auf Beobachtungsfehler schieben konnten – da wurde uns klar, dass die beiden Uhren höchstwahrscheinlich zwei verschiedene Dinge messen,“ so die Astrophysikerin.

Das Forschungsteam analysierte für die Studie sechs nahe gelegene und junge Sternenhaufen (bis zu 490 Lichtjahre entfernt und 50 Millionen Jahre alt). Dabei zeigte sich, dass die Zeitskala der eingebetteten Phase rund 5,5 Millionen Jahre beträgt (plus/minus 1,1 Millionen Jahre) und von der Masse des Sternenhaufens und der Menge der stellaren Rückkopplung abhängen könnte.

Die Anwendung dieser neuen Technik auf andere junge und nahe der Sonne gelegenen Sternenhaufen verspricht neue Einblicke in die Sternentstehung und das Auseinanderdriften der Sterne, hofft Miret-Roig: „Unsere Arbeit ebnet den Weg für die zukünftige Forschung im Bereich der Sternentstehung und bietet ein klareres Bild davon, wie sich Sterne und Sternhaufen entwickeln. Das ist ein wichtiger Schritt in unserem Bestreben, die Entstehung der Milchstraße und anderer Galaxien zu verstehen.“

Originalpublikation:
Núria Miret-Roig, João Alves, David Barrado, Andreas Burkert, Sebastian Ratzenböck & Ralf Konietzka: Insights into star formation and dispersal from the synchronisation of stellar clocks. In: Nature Astronomy
DOI: 10.1038/s41550-023-02132-4
https://www.nature.com/articles/s41550-023-02132-4

Die Publikation wurde von der Europäischen Union (ERC, ISM-FLOW, 101055318, PI: J. Alves) mitfinanziert. Die geäußerten Ansichten und Meinungen sind jedoch ausschließlich die der Autor*innen und spiegeln nicht unbedingt die der Europäischen Union oder des Europäischen Forschungsrats wider. Weder die Europäische Union noch die Bewilligungsbehörde können für sie verantwortlich gemacht werden.

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• Sternentwicklung

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AIP 21. November 2023.

21. November 2023 – Dank des neuesten Katalogs des ESA-Satelliten Gaia konnte ein internationales Team nachweisen, dass Zwerggalaxien aus dem Gleichgewicht geraten sein könnten. Die Studie wirft wichtige Fragen zum kosmologischen Standardmodell auf, insbesondere zum Vorhandensein Dunkler Materie in unserer unmittelbaren Umgebung.

Eine Besonderheit dieser Studie liegt in der Rolle der Dunklen Materie. Erstens verhindert das fehlende Gleichgewicht eine Schätzung der dynamischen Masse der Zwerggalaxien der Milchstraße und damit ihres Anteils an Dunkler Materie. Zweitens: Während im vorherigen Szenario die Dunkle Materie die vermeintliche Stabilität von Zwerggalaxien sicherte, wird sie bei Objekten, die aus dem Gleichgewicht geraten sind, eher hinderlich. Enthielte nämlich der Zwerg bereits viel Dunkle Materie, hätte diese seine anfängliche rotierende Sternscheibe stabilisiert und seine Umwandlung in eine Galaxie mit zufälligen Sternbewegungen, wie sie beobachtet werden, verhindert.

Die beschriebene erst kürzliche Ankunft von Zwerggalaxien und ihre Umwandlung im Halo erklären viele beobachtete Eigenschaften dieser Objekte, insbesondere, warum sie Sterne in großer Entfernung von ihrem Zentrum besitzen. Ihre Eigenschaften scheinen sich auch ohne Dunkle Materie erklären zu lassen – im Gegensatz zur bisherigen Auffassung, dass Zwerggalaxien die am stärksten von Dunkler Materie dominierten Objekte sind. Nun stellen sich viele Fragen, wie zum Beispiel: Wo sind die vielen von Dunkler Materie dominierten Zwerggalaxien, die das kosmologische Standardmodell um die Milchstraße erwartet? Wie können wir auf den Gehalt an Dunkler Materie in einer Zwerggalaxie schließen, wenn kein Gleichgewicht angenommen werden kann? Welche anderen Beobachtungen könnten zwischen den vorgeschlagenen Zwerggalaxien außerhalb des Gleichgewichts und dem klassischen Bild mit von Dunkler Materie dominierten Zwergen unterscheiden?

Man geht seit langem davon aus, dass die Zwerggalaxien rund um die Milchstraße uralte Satelliten sind, die unsere Galaxie seit fast 10 Milliarden Jahren umkreisen. Dazu müssten sie riesige Mengen an Dunkler Materie enthalten, um sie vor den enormen Gezeiteneffekten zu schützen, die durch die Anziehungskraft unserer Galaxie verursacht werden. Es wurde angenommen, dass Dunkle Materie die Ursache für die großen Geschwindigkeitsunterschiede zwischen den Sternen in diesen Zwerggalaxien ist.

Die neuesten Gaia-Daten haben nun ein völlig anderes Bild der Eigenschaften von Zwerggalaxien ergeben. Astronominnen und Astronomen des Pariser Observatoriums PSL, des Centre national de la recherche scientifique (CNRS) und des Leibniz-Instituts für Astrophysik Potsdam (AIP) waren in der Lage, die Geschichte der Milchstraße zu datieren, und zwar dank der Beziehung zwischen der Bahnenergie eines Objekts und seiner Eintrittszeit in den Halo, dem Zeitpunkt, zu dem sie erstmals vom Gravitationsfeld der Milchstraße erfasst wurden: Objekte, die zu früheren Zeiten in die Milchstraße eindrangen, als diese noch weniger massereich war, haben eine niedrigere Energie als solche, die erst kürzlich eintrafen. Die Bahnenergie der meisten Zwerggalaxien ist überraschenderweise deutlich größer als jene der Sagittarius-Zwerggalaxie, die vor 5 bis 6 Milliarden Jahren in den Halo eintrat. Dies deutet darauf hin, dass die meisten Zwerggalaxien erst vor viel kürzerer Zeit, nämlich vor weniger als drei Milliarden Jahren, in den Halo eingetreten sind.

Eine solche jüngste Ankunft bedeutet, dass die nahen Zwerggalaxien von außerhalb des Halos stammen, wo fast alle Zwerggalaxien riesige Reservoirs an neutralem Gas enthalten. Diese gasreichen Galaxien verloren ihr Gas, als sie mit dem heißen Gas des galaktischen Halos zusammenstießen. Die Gewalt der Schocks und Turbulenzen in diesem Prozess veränderte diese Zwerggalaxien völlig. Während die zuvor gasreichen Zwerggalaxien durch die Rotation von Gas und Sternen bestimmt wurden, wird ihre Schwerkraft bei der Umwandlung in gasfreie Systeme durch die zufälligen Bewegungen der verbleibenden Sterne ausgeglichen. Der Prozess, mit dem Zwerggalaxien ihr Gas verlieren, ist so heftig, dass er sie aus dem Gleichgewicht bringt. Das bedeutet, dass die Geschwindigkeit, mit der sich ihre Sterne bewegen, nicht mehr im Gleichgewicht mit ihrer Gravitationsbeschleunigung ist. Die kombinierten Auswirkungen von Gasverlust und Gravitationsschocks durch den Sturz in die Galaxie erklären die große Streuung der beobachteten Geschwindigkeiten der Sterne innerhalb des Überrests der Zwerggalaxie gut.

Originalveröffentlichung
Francois Hammer, Jianling Wang, Gary A Mamon, Marcel S Pawlowski, Yanbin Yang, Yongjun Jiao, Hefan Li, Piercarlo Bonifacio, Elisabetta Caffau, Haifeng Wang, The accretion history of the Milky Way – II. Internal kinematics of globular clusters and of dwarf galaxies, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 527, Issue 2, January 2024, Pages 2718–2733.
doi.org/10.1093/mnras/stad2922
https://arxiv.org/abs/2311.05677
pdf: https://arxiv.org/pdf/2311.05677

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• Die Milchstraße

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Quelle: AIP 10. Oktober 2023.

10. Oktober 2023 – Die dritte Datenveröffentlichung von Gaia enthält Daten zu über 1,8 Milliarden Sternen, die ein umfassendes Bild der Milchstraße und darüber hinaus ergeben. Allerdings gab es in der Kartierung unserer Galaxie noch Lücken. Vor allem in Bereichen des Himmels, die besonders dicht mit Sternen bevölkert sind, erreichte Gaias normaler Beobachtungsmodus seine Grenzen, so dass diese Regionen vergleichsweise unerforscht blieben – und man übersah Sterne, die weniger hell leuchteten als ihre vielen Nachbarn.

Ein wichtiges Beispiel hierfür sind Kugelsternhaufen. Sie gehören zu den ältesten Objekten des Universums, was sie für Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler, die sich mit unserer kosmischen Vergangenheit befassen, besonders wertvoll macht. Leider sind ihre hellen Kerne voller Sterne eine große Herausforderung für Teleskope und es ist schwierig, einen klaren Blick zu erhaschen. Daher sind sie fehlende Puzzlestücke in unseren Karten des Universums.

Um diese Lücken zu schließen, hat Gaia Omega Centauri ausgewählt, den größten Kugelsternhaufen, der von der Erde aus zu sehen ist, und ein gutes Beispiel für einen „typischen“ Haufen. Statt einzelne Sterne zu beobachten, wie es normalerweise der Fall wäre, aktivierte Gaia einen speziellen Beobachtungsmodus und zeichnete zweidimensionale Bilder mit dem Sky Mapper Instrument auf.

„In Omega Centauri entdeckten wir mehr als eine halbe Million neuer Sterne, die Gaia zuvor nicht gesehen hatte – und das in nur einem Sternhaufen“, sagt Dr. Katja Weingrill, Projektleiterin für Gaia am Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP).

„Es geht nicht nur darum, Löcher in unserer Kartierung zu flicken, obwohl dies an sich schon wertvoll ist“, fügt Dr. Alexey Mints, Mitglied der Gaia-Kollaboration und ebenfalls vom AIP, hinzu. „Unsere Daten haben es uns ermöglicht, Sterne zu entdecken, die zu nahe beieinander liegen, um sie mit der regulären Gaia Pipeline richtig zu vermessen. Mit den neuen Daten können wir die Struktur des Haufens, die Verteilung der einzelnen Sterne, ihre Bewegung und vieles mehr untersuchen und so eine vollständige, großräumige Karte von Omega Centauri erstellen. Das bedeutet volle Nutzung des Potenzials von Gaia – wir haben dieses erstaunliche kosmische Werkzeug mit maximaler Leistung eingesetzt.“

Dieses Ergebnis entspricht nicht nur den geplanten Zielen von Gaia, sondern übertrifft diese sogar. „Wir haben nicht damit gerechnet, diese Bilder jemals für wissenschaftliche Zwecke einzusetzen, was das Ergebnis noch spannender macht“, fügt Katja Weingrill hinzu.

Gaia erforscht derzeit acht weitere Regionen auf diese Weise; die Ergebnisse werden in der vierten Gaia-Datenveröffentlichung enthalten sein. Die Daten werden Astronominnen und Astronomen helfen, zu verstehen, was in den kosmischen Bausteinen vor sich geht. Es ist ein entscheidender Schritt für Forschende, um das Alter unserer Galaxie zu bestätigen, ihr Zentrum zu lokalisieren oder um herauszufinden, ob die Milchstraße in der Vergangenheit Kollisionen erlebt hat oder wie sich Sterne im Laufe ihrer Lebenszeit verändern, unsere Modelle der galaktischen Entwicklung einschränken und wie man schließlich auf das potentielle Alter des Universums selbst schließen kann.

In der neuen Veröffentlichung identifiziert Gaia außerdem über 380 mögliche Gravitationslinsen, verbessert die Genauigkeit der Umlaufbahnen von mehr als 150.000 Asteroiden innerhalb des Sonnensystems, kartiert die Scheibe der Milchstraße durch das Aufspüren schwacher Signale im Sternenlicht und charakterisiert die Dynamik von 10.000 veränderlichen roten Riesensternen.

Die Daten sind ab heute frei zugänglich und können direkt vom AIP Gaia-Archiv http://gaia.aip.de/ heruntergeladen werden, da das AIP ein offizielles Gaia-Partner-Datenzentrum ist.

Über das AIP
Das Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP) widmet sich astrophysikalischen Fragen, die von der Untersuchung unserer Sonne bis zur Entwicklung des Kosmos reichen. Forschungsschwerpunkte sind dabei kosmische Magnetfelder und extragalaktische Astrophysik sowie die Entwicklung von Forschungstechnologien in den Bereichen Spektroskopie, robotische Teleskope und E-Science. Seinen Forschungsauftrag führt das AIP im Rahmen zahlreicher nationaler, europäischer und internationaler Kooperationen aus. Das Institut ist Nachfolger der 1700 gegründeten Berliner Sternwarte und des 1874 gegründeten Astrophysikalischen Observatoriums Potsdam, das sich als erstes Institut weltweit ausdrücklich der Astrophysik widmete. Seit 1992 ist das AIP Mitglied der Leibniz-Gemeinschaft.

Originalveröffentlichung
Gaia Focused Product Release: Sources from Service Interface Function image analysis – half a million new sources in omega CentauriGaia Collaboration, K. Weingrill , et al. Astronomy & Astrophysics
DOI: doi.org/10.1051/0004-6361/202347203
https://www.aanda.org/component/article?access=doi&doi=10.1051/0004-6361/202347203
pdf: https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2023/12/aa47203-23.pdf

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Quelle: AIP 15. Juni 2023.

15. Juni 2023 – Der neue Weiße-Zwerg-Pulsar, ein extrem enges Doppelsternsystem aus einem Weißen und einem Roten Zwergstern, die gemeinsam in die Sonne passen würden, ist erst das zweite bekannte seiner Art.

Weiße Zwerge sind extrem verdichtete Sternreste mit der Masse unserer Sonne aber der geringen Größe unseres Planeten Erde. Sie entstehen, wenn ein Stern mit geringer Masse seinen gesamten Brennstoff verbrannt hat, seine äußeren Schichten verliert und sein Inneres stark kontrahiert. Sie werden auch als „stellare Fossilien“ bezeichnet und bieten Einblicke in verschiedene Aspekte der Sternentwicklung.

Pulsare hingegen sind seit den 1960er Jahren bekannt und man kennt mehr als 3000 davon. Dabei handelt es sich um schnell rotierende, stark magnetische Neutronensterne, in denen geladene Teilchen durch ultrastarke elektrische Felder aus der Oberfläche gerissen und auf nahezu Lichtgeschwindigkeit beschleunigt werden. In Folge dessen senden sie Strahlung, also Licht, aus, und das vom Radio- bis in den Röntgen- oder sogar Gammabereich. Wegen der schnellen Rotation der Sterne treffen jeweils kurze Pulse der Strahlung an der Erde ein, womit sich die Namensgebung – Pulsar – begründet.

Zur großen Überraschung der wissenschaftlichen Gemeinschaft wurde im Jahr 2016 erstmals das Pulsarphänomen auf einem Weißen Zwerg beobachtet. Die Überraschung lag darin, dass in diesem Stern, AR Scorpii, weder die extrem schnelle Rotation noch die starken elektrischen Felder der eigentlichen Pulsare vorhanden waren. Der Weiße Zwergstern jedoch war in einem sehr engen Doppelsternsystem anzutreffen und wurde von seinem unmittelbaren Nachbarn, einem sonnenähnlichen Roten Zwergstern, durch Injektion in sein Magnetfeld mit Teilchen versorgt. Dadurch wird das Pulsarphänomen von außen entfacht und der rote Begleitstern wie mit einem Stroboskop bestrahlt, so dass das gesamte System in regelmäßigen Abständen dramatisch heller und schwächer wird. Die beiden Sterne, der Weiße und der Rote Zwerg, sind so eng benachbart, dass sie in unsere Sonne hineinpassen würden.

Entscheidend ist das Vorhandensein eines starken Magnetfeldes, dessen Ursache Astrophysikerinnen und Astrophysiker jedoch nicht kennen. Eine Schlüsseltheorie, die die starken Magnetfelder erklärt, ist das „Dynamomodell“ – es besagt, dass Weiße Zwerge Dynamos, elektrische Generatoren, in ihrem Kern haben, so wie die Erde, nur viel stärker. Um diese Theorie zu überprüfen, mussten Forschende jedoch nach anderen Weißen-Zwerg-Pulsaren suchen, um zu sehen, ob ihre Vorhersagen zutreffen.

In zwei neuen Studien, die parallel in Nature Astronomy und Astronomy & Astrophysics veröffentlicht wurden, beschreibt ein internationales Team unter Beteiligung des AIP den neu entdeckten Weißen-Zwerg-Pulsar J1912-4410 (eRASSU J191213.9-441044). Er ist 773 Lichtjahre von der Erde entfernt und dreht sich in fünf Minuten einmal um die eigene Achse, also 300-mal schneller als unser Planet. Der Weiße-Zwerg-Pulsar hat eine ähnliche Größe wie die Erde, aber eine Masse, die mindestens so groß ist wie die der Sonne. Das bedeutet, dass ein Teelöffel Weißer Zwerg etwa 15 Tonnen wiegen würde. Weiße Zwerge beginnen ihr Leben bei extrem hohen Temperaturen, bevor sie über Milliarden von Jahren abkühlen. Die niedrige Temperatur von J1912-4410 deutet auf ein hohes Alter hin.

Die Studie bestätigt, dass es weitere Weiße-Zwerg-Pulsare gibt, wie von früheren Modellen vorhergesagt. Es gab noch weitere Vorhersagen des Dynamomodells, die durch die Entdeckung von J1912-4410 bestätigt wurden. Aufgrund ihres hohen Alters sollten die Weißen Zwerge in dem Pulsarsystem kühl sein. Ihre Begleiter sollten nahe genug sein, dass die Anziehungskraft des Weißen Zwerges in der Vergangenheit stark genug war, um dem Begleiter Masse zu entziehen, was dazu führt, dass sie sich schnell drehen. Alle diese Annahmen treffen auf den neu entdeckten Pulsar zu: Der Weiße Zwerg ist kühler als 13.000 Kelvin, hat eine hohe Rotationsfrequenz von etwa fünf Minuten, und die Anziehungskraft des Weißen Zwerges hat eine starke Wirkung auf den Begleiter.

Ein Team nutzte Daten von Gaia und WISE, um Kandidaten zu finden, und konzentrierte sich auf solche, die ähnliche Eigenschaften wie AR Scorpii aufweisen. Nachdem sie ein paar Dutzend Kandidaten beobachtet hatten, fanden sie einen mit sehr ähnlichen Lichtvariationen wie AR Scorpii. Eine Folgebeobachtung mit anderen Teleskopen ergab, dass dieses System etwa alle fünf Minuten ein Radio- und Röntgensignal in Richtung Erde sendet. Ein anderes Team nutzte Daten des Röntgenteleskops eROSITA auf dem Satelliten Spektrum-Röntgen-Gamma, um enge Weißer-Zwerg/Roter-Zwerg-Paare zu finden. Beide Teams schlossen sich zusammen, um ihre neue Entdeckung weiter zu untersuchen.

„Wir freuen uns sehr, dass wir das Objekt in der mit SRG/eROSITA durchgeführten Röntgendurchmusterung gefunden haben“, bemerkt Dr. Axel Schwope, Leiter der Gruppe Röntgenastronomie am AIP und Erstautor der in Astronomy & Astrophysics erschienen Studie. „Die Folgeuntersuchung mit dem ESA-Satelliten XMM-Newton zeigte die Pulsationen im hochenergetischen Röntgenbereich, der letzte fehlende Beweis, um das Objekt als Weißen-Zwerg-Pulsar zu identifizieren. Damit bestätigten wir die ungewöhnliche Natur des neuen Objekts und etablierten die Weißen-Zwerg-Pulsare als eine neue Klasse, wenn auch derzeit nur mit zwei Vertretern.“

Dr. Ingrid Pelisoli vom Institut für Physik der Universität Warwick und Erstautorin der Nature-Studie, fügt hinzu: „Der Ursprung von Magnetfeldern ist eine große offene Frage in vielen Bereichen der Astronomie, und dies gilt insbesondere für Weiße Zwerge. Die Magnetfelder in Weißen Zwergen können mehr als eine Million Mal stärker sein als das Magnetfeld der Sonne, und das Dynamomodell hilft zu erklären, warum. Die Entdeckung von J1912-4410 ist ein entscheidender Schritt nach vorn in diesem Bereich.“

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Das Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP) widmet sich astrophysikalischen Fragen, die von der Untersuchung unserer Sonne bis zur Entwicklung des Kosmos reichen. Forschungsschwerpunkte sind dabei kosmische Magnetfelder und extragalaktische Astrophysik sowie die Entwicklung von Forschungstechnologien in den Bereichen Spektroskopie, robotische Teleskope und E-Science. Seinen Forschungsauftrag führt das AIP im Rahmen zahlreicher nationaler, europäischer und internationaler Kooperationen aus. Das Institut ist Nachfolger der 1700 gegründeten Berliner Sternwarte und des 1874 gegründeten Astrophysikalischen Observatoriums Potsdam, das sich als erstes Institut weltweit ausdrücklich der Astrophysik widmete. Seit 1992 ist das AIP Mitglied der Leibniz-Gemeinschaft.

Originalveröffentlichungen
X-ray properties of the white dwarf pulsar eRASSU J191213.9−441044. A. Schwope, T. R. Marsh, A. Standke, I. Pelisoli, S. Potter, D. Buckley, J. Munday, V. Dhillon. A&A 674 L9 (2023), doi.org/10.1051/0004-6361/202346589, https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2023/06/aa46589-23/aa46589-23.html;
Pelisoli, I., Marsh, T.R., Buckley, D.A.H. et al. A 5.3-min-period pulsing white dwarf in a binary detected from radio to X-rays. Nat Astron (2023), doi.org/10.1038/s41550-023-01995-x, https://www.nature.com/articles/s41550-023-01995-x.

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• Weisse Zwerge
• Neutronensterne, Pulsare, Magnetare

Der Beitrag AIP: Entdeckung eines Weißen-Zwerg-Pulsars wirft Licht auf Sternentwicklung erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Max-Plank-Institut für Astronomie (MPIA).

Dezember 2022. Die Geschichte unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße, erstreckt sich über rund 13 Milliarden Jahre – entsprechend fast der gesamten Geschichte unseres Universums. In den letzten Jahrzehnten ist es Astronom*innen gelungen, verschiedene Epochen der galaktischen Geschichte zu rekonstruieren. Das Vorgehen dabei ähnelt der Art und Weise, wie Archäolog*innen die Geschichte einer Stadt rekonstruieren würden: Für einige Gebäude gibt es eindeutige Baudaten. Bei anderen deuten die Verwendung primitiverer Baumaterialien oder ältere Baustile darauf hin, dass sie früher entstanden sind. Auch der Umstand, dass Überreste von Gebäuden unter anderen (und damit neueren) Strukturen gefunden werden gibt wichtige Anhaltspunkte. Nicht zuletzt sind räumliche Muster wichtig: In vielen Städten gibt es eine zentrale Altstadt, die von deutlich neueren Stadtteilen umgeben ist.

Bei Galaxien, und insbesondere bei unserer Heimatgalaxie, verläuft die kosmische Archäologie ganz ähnlich. Die Grundbausteine einer Galaxie sind ihre Sterne. Für eine kleine Untergruppe von Sternen können die Astronomen genau bestimmen, wie alt sie sind. Dies gilt zum Beispiel für die so genannten Unterriesen, eine kurze Phase der Sternentwicklung, in der man anhand der Helligkeit und Temperatur eines Sterns auf sein Alter schließen kann.

Altersabschätzungen aus der Sternchemie

Allgemeiner gibt es für fast alle Sterne einen „Baustil“, der zumindest ungefähre Rückschlüsse auf das Alter erlaubt: die so genannte Metallizität eines Sterns, definiert als die Menge an chemischen Elementen schwerer als Helium in der Atmosphäre des Sterns. Solche Elemente, die in der Sprechweise der Astronomie „Metalle“ heißen, entstehen im Sterninneren durch Kernfusion und werden kurz vor oder am Ende des Lebens eines Sterns freigesetzt. Für leichtere Elemente ist das der Fall, wenn die Außenregionen eines massearmen Sterns in den Weltraum hinaus driften, für schwerere Elemente nur dann, wenn ein massereicher Stern als Supernova explodiert und einen beachtlichen Teil seiner Materie ins All schleudert. Solche Prozesse reichern das interstellare Gas mit schwereren Elementen an, und aus jenem Gas entsteht dann die nächste Generation von Sternen – jede Generation mit einer höheren Metallizität als die vorigen.

Was die großräumigen Strukturen anbelangt, so ist eine Galaxie natürlich weniger statisch als eine Stadt – Gebäude bewegen sich in der Regel nicht, Sterne hingegen schon. Aber gerade die Bewegungsmuster der Sterne enthalten aufschlussreiche Informationen. In der Milchstraße kann die Bewegung von Sternen zum Beispiel auf die zentralen Regionen beschränkt sein, oder sie kann Teil der geordneten Rotation der Sterne in der Scheibe unserer Heimatgalaxie sein (in zwei Komponenten: die sogenannte „dünne Scheibe“ oder „dicke Scheibe“). Alternativ können Sternbahnen Teil des chaotischen Wirrwarrs von Bahnen in dem ausgedehnten sogenannten Halo unserer Galaxie sein – einschließlich extrem langgestreckter Bahnen, die Sterne immer wieder von den innersten zu den äußersten Regionen führen und wieder zurück.

Wie große Galaxien allmählich wachsen

So wie Städte einen Bauboom oder intensive Umbauphasen durchlaufen können, wird die Geschichte von Galaxien durch Verschmelzungen und Kollisionen geprägt sowie durch große Mengen an frischem Wasserstoffgas, das über Milliarden Jahre hinweg von außen in eine Galaxie einströmen kann – das Rohmaterial, aus dem sich neue Sterne bilden. Ganz am Anfang der Geschichte einer Galaxie stehen dabei kleineren Proto-Galaxien: Raumregionen mit einer höheren als der durchschnittlichen Massendichte, in denen bereits vergleichsweise kurz nach dem Urknall Gaswolken kollabieren und Sterne bilden.

Stoßen solche Proto-Galaxien zusammen und verschmelzen miteinander, bildet sich eine größere Galaxie. Fügt man diesen etwas größeren Gebilden später noch eine weitere Proto-Galaxie hinzu, dann kann folgendes passieren: Fliegt jene weitere Proto-Galaxie nicht exakt auf das Zentrum ihres Kollisionspartners zu, sondern hinreichend weit seitlich versetzt (physikalisch: „mit hinreichend großem Bahndrehimpuls“), dann kann bei der Kollision rund um die ursprüngliche Galaxie eine Scheibe mit Sternen entstehen. Verschmelzen dagegen zwei bereits ausreichend große Galaxien („major merger“), heizen sich ihre Gasreservoirs auf und bilden letztlich eine komplizierte elliptische Galaxie, mit einem komplexen Muster von Umlaufbahnen für die vorhandenen älteren Sterne aber so gut wie keiner neuen Sternentstehung.

Entsprechende Geschichten von Galaxien lassen sich mit einer Kombination aus Beobachtungen und Simulationen rekonstruieren. Und während die hier geschilderten Entwicklungsmöglichkeiten in groben Zügen bereits seit einigen Jahrzehnten bekannt sind, haben sich die Einzelheiten erst in jüngster Zeit herauskristallisiert – zum großen Teil dank einer Reihe von Durchmusterungen, die bessere und umfassendere Daten geliefert haben als zuvor verfügbar waren. Unsere Heimatgalaxie, die Milchstraße, spielt dabei eine herausgehobene Rolle. Sie ist per Definition diejenige Galaxie, deren Sterne wir am besten und detailliertesten untersuchen können. Eine Untersuchung der Geschichte unserer Heimatgalaxie, mit anderen Worten: galaktische Archäologie, ermöglicht es uns nicht nur, einen Teil unserer eigenen Geschichte zu rekonstruieren. Sie liefert uns auch Erkenntnisse über die Entwicklung von Galaxien im Allgemeinen („lokale Kosmologie“).

Was kam vor den Jugendjahren unserer Milchstraße?

Die archäologische Rekonstruktion, um die es bei den neuen Ergebnissen geht, schließt an eine Untersuchung aus dem Frühjahr 2022 an. Damals hatten die MPIA-Forscher Maosheng Xiang und Hans-Walter Rix Daten des ESA-Satelliten Gaia und der Spektraldurchmusterung LAMOST genutzt, um das Alter von Sternen für eine beispiellos umfangreicher Stichprobe von 250.000 sogenannten Unterriesen zu bestimmen. Anhand dieser Analyse konnten die Astronomen die bewegte Jugend der Milchstraße vor 11 Milliarden Jahren ebenso rekonstruieren wie ihr anschließendes eher ereignislos-ruhiges Erwachsenendasein.

Die erwähnten Jugendjahre fielen mit der letzten bedeutenden Verschmelzung einer anderen Galaxie mit der Milchstraße zusammen. Jene andere Galaxie war die sogenannte Gaia Enceladus/Sausage-Galaxie, deren Überreste 2018 im Halo der Milchstraße entdeckt wurde. Die Verschmelzung löste eine Phase intensiver Sternentstehung aus und führte auf diese Weise zur Ausbildung einer vergleichsweise dicken Scheibe von Sternen, die wir heute sehen können. Im Erwachsenenalter dagegen ging es in punkto Sternentstehung viel ruhiger zu: mit allmählichem Zuströmen von Wasserstoffgas, das sich in der Struktur ansammelte, die wir heute die „dünne Scheibe“ unserer Galaxie nennen. Dort bildeten sich aus jenem Wasserstoffgas dann ebenso allmählich über Milliarden von Jahren hinweg neue Sterne.

Was Xiang und Rix dabei allerdings auffiel war, dass die ältesten Sterne aus jener Jugendzeit bereits eine nicht allzu kleine Metallizität aufwiesen, nämlich rund 10 % der heutigen Metallizität unserer Sonne. Offensichtlich musste es vor der Entstehung jener Sterne noch frühere Generationen von Sternen gegeben haben, die das interstellare Medium bei ihrem Ableben bereits mit schweren Elementen „verschmutzt“ hatten.

Was Simulationen über die uralten Kernregionen der Milchstraße sagen

Die Existenz solcher früheren Sterngenerationen wiederum war keine Überraschung, denn genau solche früheren Generationen von Sternen zeigen auch aufwändige Simulationen der kosmischen Geschichte. Jene Simulationen sagen außerdem voraus, wo sich heute noch Vertreter jener früheren Sterngenerationen finden lassen sollten!

Konkret liefern diese Simulationen für die Anfänge dessen, was später unsere Milchstraße wurde, Szenarien mit drei oder vier Proto-Galaxien, die sich in unmittelbarer Nachbarschaft zueinander gebildet hatten, anschließend miteinander verschmolzen, und deren Sterne sich zu einem vergleichsweise kompakten Gebilde mit einem Durchmesser von nicht mehr als ein paar tausend Lichtjahren zusammenfanden.

Dass später noch weitere Galaxien mit jener ursprünglichen Milchstraße verschmolzen, führte zur Entstehung weiterer Strukturen, insbesondere der Scheibenstruktur und des Halos. Aber die Simulationen legen nahe, dass ein Teil des ursprünglichen Kerns relativ unversehrt überlebte. Demnach sollte es möglich sein, Sterne aus dem anfänglichen kompakten Kern, dem „uralten Herzen der Milchstraße“, auch heute noch in und nahe den Zentralregionen unserer Galaxie zu finden – Milliarden von Jahren später.

Die Suche nach dem uralten Kern

An diesem Punkt begann sich Rix, konkrete Gedanken zu machen, wie sich tatsächlich Sterne aus dem alten Kern unserer Galaxie finden ließe. Er wusste aber, dass er, wenn er mehr als ein paar Dutzend solcher Sterne finden wollte, eine komplett neue Beobachtungsstrategie würde anwenden müssen. Das LAMOST-Teleskop, das in der vorherigen Studie die Hauptrolle gespielt hatte, kann aufgrund seines Standorts auf der Erde und des Problems mit Beobachtungen während der Monsunmonate im Sommer die Kernregionen der Milchstraße überhaupt nicht beobachten. Und Unterriesen, als Stichprobe der Wahl in der früheren Studie, sind zu lichtschwach, als dass sie jenseits von Entfernungen von etwa 7.000 Lichtjahren beobachtet werden könnten. Was sie angeht liegen die Kernregionen unserer Galaxie völlig außer Reichweite möglicher Beobachtungen.

An dieser Stelle wird wichtig, dass es neben den seltenen Unterriesen, deren Alter sich genau bestimmen lässt, noch den allgemeineren Altersindikator der Metallizität gibt – die oben erwähnten „unterschiedlichen Baustile“, die es erlauben, Sterne in ältere und jüngere einzuteilen. Hinzu kam, dass im Juni 2022 der dritte Datensatz (Data Release 3, DR3) der Gaia-Mission der ESA veröffentlicht wurde. Seit 2014 hat Gaia für mehr als eine Milliarde Sterne hochpräzise Positions- und Bewegungsparameter gemessen, einschließlich der Sternentfernungen. Damit hat die Mission (neben anderen Teilbereichen der Astronomie) die galaktische Astronomie revolutioniert. DR3 war die erste Datenveröffentlichung, die zusätzlich die ersten der mit Gaia aufgenommenen Spektren enthielt ­– Spektren von 220 Millionen astronomischen Objekten.

Rote Riesen aus DR3

Spektren liefern Informationen über die chemische Zusammensetzung der Atmosphäre eines Sterns, einschließlich seiner Metallizität. Doch obwohl die Spektren von Gaia von hoher Qualität sind und Spektren für eine konkurrenzlos hohe Anzahl von Sternen vorliegen, ist die spektrale Auflösung – wie fein das Licht eines Objekts nach Wellenlänge in die elementaren Regenbogenfarben aufgespalten wird – von vornherein vergleichsweise gering. Um aus den Gaia-Daten verlässliche Werte für die Metallizität zu gewinnen, waren daher zusätzliche Analysen erforderlich, und genau das nahm Hans-Walter Rix mit René Andrae, einem auf Gaia-Daten spezialisierten Forscher am MPIA, in einem Projekt in Angriff – gemeinsam mit dem Gaststudenten Vedant Chandra, der von der Harvard University ans MPIA gekommen war.

Die drei Astronomen spezialisierten sich dabei auf rote Riesensterne in den Gaia-Daten – typische Rote Riesen sind etwa hundertmal heller als Unterriesen und damit auch auf die Entfernung des galaktischen Zentrums und seiner Nachbarschaft gut zu beobachten. Sie haben den zusätzlichen Vorteil, dass die spektralen Merkmale, anhand derer man die Metallizität bestimmen kann, bei Sternen dieses Typs vergleichsweise auffällig sind. Das machte sie für die Art von Analyse, die die Astronomen planten, besonders geeignet.

Mit maschinellem Lernen zur Metallizität

Für die Analyse selbst griffen die Astronomen auf Methoden des maschinellen Lernens zurück. Anwendungen dieser innovativen Technik finden sich inzwischen ja sogar im Alltag: Software wie DALL-E, die aus einfachen Textbeschreibungen passende Bilder generiert, oder wie ChatGPT, das mehr oder weniger kompetent Fragen beantworten und Schreibaufträge erfüllen kann. Beim maschinellen Lernen werden Lösungsstrategien nicht explizit programmiert. Stattdessen ist der Kern des Algorithmus ein so genanntes neuronales Netz, das oberflächlich betrachtet Ähnlichkeiten mit der Anordnung von Neuronen im menschlichen Gehirn aufweist. Dieses neuronale Netz wird dann trainiert: Es erhält Kombinationen von Aufgaben und deren Lösungen, und die Verbindungen zwischen Eingabe und Ausgabe werden so angepasst, dass das Netz zumindest für die Trainingsbeispiele für eine Eingabe die richtige Ausgabe wiedergibt.

In diesem speziellen Fall wurden dem neuronalen Netz zu Trainingszwecken ausgewählte Gaia-Spektren als Eingabe gegeben – Gaia-Spektren nämlich, bei denen die richtige Antwort, die Metallizität, bereits aus einer anderen Durchmusterung bekannt war (aus der Durchmusterung APOGEE, hochauflösende Spektralbeobachtungen als Teil des Sloan Digital Sky Survey [SDSS]). Die interne Struktur des Netzwerks wurde so angepasst, dass es zumindest für diese Trainingsbeispiele die korrekten Metallizitäten reproduzieren konnte.

Zuverlässige Metallizitäten für 2 Millionen helle Riesensterne

Eine allgemeine Herausforderung beim Einsatz des maschinellen Lernens in der Wissenschaft besteht darin, dass das neuronale Netz immer eine „Black Box“ ist – seine interne Struktur ist durch den Trainingsprozess entstanden und unterliegt nicht der direkten Kontrolle der Wissenschaftler. Aus diesem Grund trainierten Andrae, Chandra und Rix ihr neuronales Netz zunächst nur mit der Hälfte der APOGEE-Daten. In einem zweiten Schritt musste sich der Algorithmus dann an den restlichen APOGEE-Daten bewähren. Die Ergebnisse waren spektakulär: Auch für Sterne, an denen es nicht trainiert worden war, konnte das Netzwerk mit großer Genauigkeit Metallizitäten ermitteln.

Nachdem die Forscher auf diese Weise sowohl ihr neuronales Netz trainiert als auch überprüft hatten, dass es für zuvor unbekannte Spektren zum richtigen Ergebnis kam, durfte das neuronale Netz den gesamten Gaia-Datensatz für die vorab ausgewählten helle Riesensterne verarbeiten. Das verschaffte den Forschern genaue Werte für die Metallizitäten von 2 Millionen hellen Riesen in den inneren Regionen unserer Heimatgalaxie – der bislang größte Datensatz dieser Art. 

Eine Karte des uralten Herzens der Milchstraße

Mit Hilfe dieser Daten war es dann direkt möglich, das uralte Herz der Milchstraßengalaxie zu identifizieren – eine Population von Sternen, die Rix aufgrund ihrer geringen Metallizität, ihres hohen Alters und ihrer zentralen Lage als „armes altes Herz“ unserer Heimatgalaxie bezeichnet hat. Auf einer Himmelskarte erscheinen diese Sterne als um das galaktische Zentrum konzentriert. Die von Gaia (über die Parallaxenmethode) gelieferten Entfernungen ermöglichen zusätzlich eine 3D-Rekonstruktion, die zeigt, dass diese Sterne in der Tat vornehmlich in einer vergleichsweise kleinen inneren Region vorkommen, in Entfernungen von bis zu rund 15.000 Lichtjahren vom Zentrum.

Diese Sternpopulation schreibt die frühere Studie von Xiang und Rix zu den Jugendjahren der Milchstraße direkt fort: Die Sterne im „armen alten Herz“ haben genau die richtige Metallizität um die gesuchten Vorgänger der metallärmsten jener Sterne zu sein, die später die dicke Scheibe der Milchstraße bildeten. Daraus wiederum folgt eine Altersabschätzung, denn die Entstehung der dicken Scheibe konnten Xiang und Rix ja mit Hilfe der Unterriesen zuverlässig datieren: Das arme, alte Herz der Milchstraße muss älter sein als rund 12,5 Milliarden Jahre.

Chemische Bestätigung

Für diejenige, allerdings sehr kleine, Untermenge an Objekten, für die nicht nur Gaia-, sondern auch die hochaufgelösten APOGEE-Spektren verfügbar sind, kann man einen Schritt weitergehen: Aus den APOGEE-Spektren lassen sich zusätzliche Eigenschaften ableiten, insbesondere die Häufigkeit von Elementen wie Sauerstoff, Silizium und Neon. Das sind Elemente die entstehen, wenn zu Helium-4-Kernen (zwei Protonen, zwei Neutronen) wieder und wieder weitere Helium-4-Kerne, synonym Alphateilchen, hinzugefügt werden – ein Prozess, der „Alpha-Enhancement“ heißt. Solche Elemente zeigen an, dass die betreffenden Sterne ihre Metalle aus einer Umgebung bezogen, wo schwerere Elemente innerhalb vergleichsweise kurzer Zeit durch die Supernova-Explosionen massereicher Sterne erzeugt wurden.

Dies wiederum spricht eher dafür, dass die Sterne im „armen alten Herz“ direkt nach der Verschmelzung der ersten Proto-Galaxien zum ursprünglichen Kern der Milchstraße entstanden sind, als dass sie bereits in den Zwerggalaxien vorhanden waren, die den ursprünglichen Kern der Milchstraße bildeten oder in solchen, die später mit der Milchstraße verschmolzen. Das ist eine weitere eindrucksvolle Bestätigung dessen, was kosmologische Simulationen über Frühgeschichte unserer Heimatgalaxie aussagen.

Könnten wir sogar die Vorläufer-Galaxien der Milchstraße identifizieren?

Gaias globale Sicht der Milchstraße hat für sich genommen bereits einen grundlegenden Fortschritt in Form der hier vorgestellten Ergebnisse ermöglicht: den Nachweis, dass sich Sterne des „armen alten Herzens“ unserer Milchstraße heute noch identifizieren lassen. Diese Entdeckung weckt bei den Astronom*innen allerdings gleich den Wunsch, noch mehr zu erfahren: Kann man für noch deutlich mehr oder sogar alle dieser Sterne detailliertere Spektren erhalten, die eine genauere Analyse ihrer chemischen Zusammensetzung ermöglichen? Werden die so analysierten Sterne alle eine Alpha-Anreicherung aufweisen, die mit ihrer Entstehung im ursprünglichen Kern der Milchstraße übereinstimmt? Folgespektren, die im Rahmen der kürzlich gestarteten SDSS-V-Durchmusterung oder der bevorstehenden 4MOST-Durchmusterung, an denen das MPIA beteiligt ist, aufgenommen werden, versprechen genau diese Art von weiterer Untersuchung.

Wenn es besonders gut läuft, könnten die zusätzlichen Daten den Forschern sogar den Nachweis ermöglichen, welche Sterne in der Kernregion zu welchen der verschiedenen Vorläufergalaxien der Milchstraße gehören: Bei älteren Sternen wie jenen des armen alten Herzens ermöglichen die zusätzlichen Daten zu chemischer Zusammensetzung und Temperatur eine zuverlässige Abschätzung der Leuchtkraft des Sterns. Aus dem Vergleich der Leuchtkraft mit der Helligkeit des Sterns am Himmel lässt sich die Entfernung des Sterns ableiten – je weiter ein Stern entfernt ist, desto weniger hell sehen wir ihn am Himmel. Für vergleichsweise weit entfernte Sterne rund um das Zentrum unserer Galaxie sind die auf diese Weise ermittelten Entfernungswerte wesentlich genauer als die Ergebnisse der Parallaxenmessungen von Gaia.

Die Kombination aus der Position eines Sterns am Himmel und seiner Entfernung gibt uns die dreidimensionale Position des Sterns innerhalb der Milchstraße an. In Verbindung mit Informationen über die Radialgeschwindigkeit des Sterns (d. h. die Komponente seiner Bewegung, die direkt von uns weg oder direkt auf uns zu läuft), die ebenfalls aus dem Spektrum abgelesen werden kann, ermöglicht die Kenntnis der Sternposition eine Rekonstruktion der Umlaufbahn des Sterns in unserer Heimatgalaxie. Ergibt sich bei solch einer Analyse, dass die Sterne des armen alten Herzens zu zwei oder drei voneinander unterscheidbaren Gruppen gehören, jede davon mit einem charakteristischen Bewegungsmuster, dann stehen die Chancen gut, dass jene Gruppen den Überresten der zwei oder drei Vorläufergalaxien entsprechen, aus deren anfänglicher Verschmelzung die urtümliche Milchstraße entstanden ist.

Hintergrundinformationen

Die hier beschriebenen Ergebnisse wurden als Hans-Walter Rix et al., „The Poor Old Heart of the Milky Way“, im Astrophysical Journal veröffentlicht.
Die beteiligten MPIA-Forscher sind Hans-Walter Rix, René Andrae, Morgan Fouesneau und David Hogg (außerdem New York University und Flatiron Institute)
in Zusammenarbeit mit Vedant Chandra (Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian) und David H. Weinberg (Ohio State University).

Originalveröffentlichung

Hans-Walter Rix et al.
The Poor Old Heart of the Milky Way
The Astrophysical Journal, 941, 45 (2022)
DOI

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