Quelle: MPA 16. Mai 2024.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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• Doppelsterne

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Quellen: NASA, STScI/AURA

29. Dezember 2023 – Das Hubble-Weltraumteleskop nahm dieses Bild einer Sternexplosion am 7. Juli 2003 auf, die in der nahe gelegenen Großen Magellanschen Wolke Trümmerteile auswarf. Seit seinem Start im Jahr 1990 hat Hubble unser Verständnis des Universums grundlegend verändert. Mit über 1,5 Millionen Beobachtungen und mehr als 20.000 veröffentlichten Artikeln über seine Entdeckungen ist Hubble die produktivste wissenschaftliche Mission in der Geschichte der NASA.

Übersetzung DeepL.com / Stefan Goth

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• Hubble

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Quelle: ESON 29. November 2023.

29. November 2023 – Die neuen Beobachtungen zeigen einen massereichen jungen Stern, der wächst, Materie aus seiner Umgebung aufnimmt und eine rotierende Scheibe entwickelt. Die Entdeckung wurde mit dem Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) in Chile gemacht, an dem die Europäische Südsternwarte (ESO) beteiligt ist.

„Als ich zum ersten Mal Beweise für eine rotierende Struktur in den ALMA-Daten sah, konnte ich nicht glauben, dass wir die erste extragalaktische Akkretionsscheibe entdeckt hatten. Das war ein besonderer Moment“, sagt Anna McLeod, Dozentin an der Durham University in Großbritannien und Hauptautorin der heute in Nature veröffentlichten Studie. „Wir wissen, dass die Scheiben für die Bildung von Sternen und Planeten in unserer Galaxie von entscheidender Bedeutung sind, und hier sehen wir zum ersten Mal einen direkten Beweis dafür in einer anderen Galaxie.“

Die Studie schließt sich an Beobachtungen mit dem Instrument Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE) am Very Large Telescope (VLT) der ESO an, das einen Jet von einem sich bildenden Stern – das System wurde HH 1177 genannt – tief in einer Gaswolke in der Großen Magellanschen Wolke entdeckte. „Wir entdeckten einen Jet, der von diesem jungen massereichen Stern ausgeht. Seine Existenz ist ein Anzeichen für eine anhaltende Scheibenakkretion“, sagt McLeod. Zur Bestätigung, dass eine solche Scheibe tatsächlich vorliegt, musste das Team jedoch die Bewegung des dichten Gases um den Stern messen.

Wenn Materie in Richtung eines wachsenden Sterns gezogen wird, kann sie nicht direkt auf den Stern fallen; stattdessen flacht sie sich zu einer rotierenden Scheibe um den Stern ab. In der Nähe des Zentrums rotiert die Scheibe schneller, und dieser Geschwindigkeitsunterschied ist für Astronominnen und Astronomen der Beweis, dass eine Akkretionsscheibe vorhanden ist.

„Die Frequenz des Lichts ändert sich je nachdem, wie schnell sich das leuchtende Gas auf uns zu oder von uns weg bewegt“, erklärt Jonathan Henshaw, Wissenschaftler an der Liverpool John Moores University in Großbritannien und Mitautor der Studie. „Das ist genau das gleiche Phänomen, das auftritt, wenn sich die Tonhöhe einer Krankenwagensirene ändert, während sie an einem vorbeifährt. Die Frequenz des Tons verschiebt sich von höher zu niedriger.“

Die detaillierten Frequenzmessungen mit ALMA ermöglichten es den Autoren, die charakteristische Drehung einer Scheibe zu erkennen und bestätigten die Entdeckung der ersten Scheibe um einen extragalaktischen jungen Stern.

Massereiche Sterne, wie der hier beobachtete, bilden sich viel schneller und haben eine viel kürzere Lebensdauer als massearme Sterne wie unsere Sonne. In unserer Galaxie sind diese massereichen Sterne bekanntermaßen schwer zu beobachten und werden oft von dem staubigen Material verdeckt, aus dem sie sich zu dem Zeitpunkt bilden, zu dem sich eine Scheibe um sie herum formt. In der Großen Magellanschen Wolke, einer 160 000 Lichtjahre entfernten Galaxie, unterscheidet sich das Material, aus dem neue Sterne geboren werden, jedoch grundlegend von dem in der Milchstraße. Dank des geringeren Staubanteils ist HH 1177 nicht mehr in seinen Geburtskokon gehüllt und bietet den Forschenden einen ungehinderten, wenn auch weit entfernten Blick auf die Entstehung von Sternen und Planeten.

Wir befinden uns in einem Zeitalter des rasanten technologischen Fortschritts der astronomischen Einrichtungen“, sagt McLeod. „Es ist sehr aufregend, die Entstehung von Sternen in solch unglaublichen Entfernungen und in einer anderen Galaxie untersuchen zu können.“

Weitere Informationen
Diese Forschungsarbeit wurde in einem Artikel mit dem Titel „A probable Keplerian disk feeding an optically revealed massive young star“ vorgestellt, der in Nature (doi: 10.1038/s41586-023-06790-2) erschienen ist. Die Scheibe wurde in einer Region der Großen Magellanschen Wolke entdeckt, die als LHA 120-N 180B bekannt ist und bereits in einer früheren ESO-Pressemitteilung mit dem Titel „Blasen von brandneuen Sternen“ vorgestellt wurde.

Das Team besteht aus A. F. McLeod (Centre for Extragalactic Astronomy, Department of Physics, Durham University, Großbritannien; Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, University of Durham, Großbritannien), P. D. Klaassen (UK Astronomy Technology Centre, Royal Observatory Edinburgh, Großbritannien), M. Reiter (Fachbereich Physik und Astronomie, Rice University, USA), J. Henshaw (Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University, Großbritannien; Max-Planck-Institut für Astronomie, Deutschland), R. Kuiper (Fakultät für Physik, Universität Duisburg-Essen, Deutschland) und A. Ginsburg (Fachbereich Astronomie, University of Florida, USA).

Über ALMA
Das Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) ist eine internationale astronomische Einrichtung, die gemeinsam von der ESO, der US-amerikanischen National Science Foundation (NSF) der USA und den japanischen National Institutes of Natural Sciences (NINS) in Kooperation mit der Republik Chile betrieben wird. Getragen wird ALMA von der ESO im Namen ihrer Mitgliedsländer, von der NSF in Zusammenarbeit mit dem kanadischen National Research Council (NRC), dem National Science and Technology Council (NSTC) und NINS in Kooperation mit der Academia Sinica (AS) in Taiwan sowie dem Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI). Bei Entwicklung, Aufbau und Betrieb ist die ESO federführend für den europäischen Beitrag, das National Radio Astronomy Observatory (NRAO), das seinerseits von Associated Universities, Inc. (AUI) betrieben wird, für den nordamerikanischen Beitrag und das National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ) für den ostasiatischen Beitrag. Dem Joint ALMA Observatory (JAO) obliegt die übergreifende Projektleitung für den Aufbau, die Inbetriebnahme und den Beobachtungsbetrieb von ALMA.

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.

Forschungsartikel
pdf: https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso2318a.pdf

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• ESO

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Quelle: ESON 18. Juli 2022.

18. Juli 2022 – „Zum ersten Mal hat unser Team gemeinsam über die Entdeckung eines schwarzen Lochs berichtet, anstatt ein solches zu widerlegen“, sagt Studienleiter Tomer Shenar. Außerdem stellten sie fest, dass der Stern, der das schwarze Loch entstehen ließ, ohne Anzeichen einer starken Explosion verschwand. Die Entdeckung wurde dank sechsjähriger Beobachtungen mit dem Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) gemacht.

„Wir haben eine »Nadel im Heuhaufen« gefunden“, sagt Shenar, der die Studie an der KU Leuven in Belgien [1] begann und jetzt Marie-Curie-Stipendiat an der Universität Amsterdam in den Niederlanden ist. Obwohl es bereits andere ähnliche Kandidaten für schwarze Löcher gibt, behauptet das Team, dass dies das erste »ruhende« schwarze Loch mit stellarer Masse ist, das außerhalb unserer Galaxie eindeutig nachgewiesen werden konnte.

Schwarze Löcher mit stellarer Masse entstehen, wenn massereiche Sterne das Ende ihres Lebens erreichen und unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammenbrechen. In einem Doppelsternsystem, einem System aus zwei umeinander kreisenden Sternen, hinterlässt dieser Prozess ein schwarzes Loch, das einen leuchtenden Begleitstern umkreist. Das schwarze Loch ist »ruhend« oder »inaktiv«, wenn es keine starke Röntgenstrahlung aussendet, wodurch solche schwarzen Löcher normalerweise entdeckt werden. „Es ist unglaublich, dass wir kaum von ruhenden schwarzen Löchern wissen, wenn man bedenkt, für wie häufig Astronomen sie halten“, erklärt Co-Autor Pablo Marchant von der KU Leuven. Das neu entdeckte schwarze Loch hat mindestens die neunfache Masse unserer Sonne und umkreist einen heißen, blauen Stern mit der 25-fachen Masse der Sonne.

Ruhende schwarze Löcher sind besonders schwer zu entdecken, da sie kaum mit ihrer Umgebung interagieren. „Seit mehr als zwei Jahren suchen wir nach solchen schwarzen Löchern und Doppelsternsystemen“, sagt Co-Autorin Julia Bodensteiner, wissenschaftliche Mitarbeiterin bei der ESO in Deutschland. „Ich war sehr aufgeregt, als ich von VFTS 243 hörte, der meiner Meinung nach der überzeugendste Kandidat ist, der bisher beschrieben wurde.“ [2]

Um VFTS 243 zu finden, durchsuchte die Arbeitsgruppe fast 1000 massereiche Sterne in der Region des Tarantelnebels in der Großen Magellanschen Wolke, um diejenigen zu finden, die schwarze Löcher als Begleiter haben könnten. Die Identifizierung dieser Begleiter als schwarze Löcher ist extrem schwierig, da es sehr viele alternative Möglichkeiten gibt.

„Als Forscher, der in den letzten Jahren potenzielle schwarze Löcher entlarvt hat, war ich äußerst skeptisch gegenüber dieser Entdeckung“, sagt Shenar. Die Skepsis wurde von Co-Autor Kareem El-Badry vom Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian in den USA geteilt, den Shenar den »Zerstörer schwarzer Löcher« nennt. „Als Tomer mich bat, seine Ergebnisse zu überprüfen, hatte ich meine Zweifel. Aber ich konnte keine plausible Erklärung für die Daten finden, die kein schwarzes Loch beinhaltete“, erklärt El-Badry.

Die Entdeckung ermöglicht dem Team auch einen einzigartigen Einblick in die Prozesse, die die Entstehung schwarzer Löcher flankieren. Astronomen und Astronominnen vermuten, dass sich ein massereiches schwarzes Loch bildet, wenn der Kern eines sterbenden massereichen Sterns kollabiert, aber es ist nach wie vor ungewiss, ob dies mit einer gewaltigen Supernova-Explosion einhergeht.

„Der Stern, der das schwarze Loch in VFTS 243 geformt hat, scheint vollständig kollabiert zu sein, ohne Anzeichen einer vorherigen Explosion“, erklärt Shenar. „In letzter Zeit gibt es immer wieder Hinweise auf dieses Szenario des »direkten Kollapses«, aber unsere Studie liefert wohl einen der direktesten Hinweise. Dies hat enorme Auswirkungen auf den Ursprung der Verschmelzung schwarzer Löcher im Kosmos.“

Das schwarze Loch in VFTS 243 wurde mit Hilfe von sechsjährigen Beobachtungen des Tarantelnebels durch das Instrument Fibre Large Array Multi Element Spectrograph (FLAMES) am VLT der ESO entdeckt [3].

Trotz des Spitznamens »Polizei der schwarzen Löcher« ermutigt das Team aktiv zur Nachforschung und hofft, dass ihre Arbeit, die heute in Nature Astronomy veröffentlicht wurde, die Entdeckung weiterer schwarzer Löcher mit stellarer Masse ermöglichen wird, die massereiche Sterne umkreisen, von denen Tausende in der Milchstraße und in den Magellanschen Wolken vermutet werden.

„Natürlich erwarte ich, dass die Fachleute in diesem Bereich unsere Analyse sorgfältig prüfen und versuchen werden, alternative Modelle zu entwickeln“, schließt El-Badry. „Es ist ein sehr aufregendes Projekt, an dem ich beteiligt bin.“

Endnoten
[1] Die Studie wurde von einem Team unter der Leitung von Hugues Sana am Institut für Astronomie der KU Leuven durchgeführt.

[2] Eine weitere Studie unter der Leitung von Laurent Mahy, an der viele Mitglieder desselben Teams beteiligt sind und die zur Veröffentlichung in der Zeitschrift Astronomy & Astrophysics angenommen wurde, berichtet über einen weiteren vielversprechenden Kandidaten für ein schwarzes Loch mit stellarer Masse, nämlich das System HD 130298 in unserer Milchstraßengalaxie.

[3] Die in der Studie verwendeten Beobachtungen erstrecken sich über einen Zeitraum von etwa sechs Jahren: Sie bestehen aus Daten des VLT FLAMES Tarantula Survey (unter der Leitung von Chris Evans, United Kingdom Astronomy Technology Centre, STFC, Royal Observatory, Edinburgh; jetzt bei der Europäischen Weltraumorganisation ESA) aus den Jahren 2008 und 2009 sowie aus zusätzlichen Daten des Tarantula Massive Binary Monitoring Programme (unter der Leitung von Hugues Sana, KU Leuven) aus den Jahren 2012 bis 2014.

Weitere Informationen
Diese Studie wurde in einem Artikel mit dem Titel „An X-ray quiet black hole born with a negligible kick in a massive binary of the Large Magellanic Cloud“ veröffentlicht, der in Nature Astronomy (doi: 10.1038/s41550-022-01730-y) erschienen ist.

Die Untersuchung, die zu diesen Ergebnissen geführt hat, wurde vom Europäischen Forschungsrat (ERC) im Rahmen des Forschungs- und Innovationsprogramms Horizon 2020 der Europäischen Union (Grant Agreement Nr. 772225: MULTIPLES) gefördert (PI: Sana).

Das Team besteht aus T. Shenar (Institut für Astronomie, KU Leuven, Belgien [KU Leuven]; Anton Pannekoek Institute for Astronomy, Universität Amsterdam, Amsterdam, Niederlande [API]), H. Sana (KU Leuven), L. Mahy (Königliches Observatorium von Belgien, Brüssel, Belgien), K. El-Badry (Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian, Cambridge, USA [CfA]; Harvard Society of Fellows, Cambridge, USA; Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg, Deutschland [MPIA]), P. Marchant (KU Leuven), N. Langer (Argelander-Institut für Astronomie der Universität Bonn, Deutschland, Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn, Deutschland [MPIfR]), C. Hawcroft (KU Leuven), M. Fabry (KU Leuven), K. Sen (Argelander-Institut für Astronomie der Universität Bonn, Deutschland, MPIfR), L. A. Almeida (Universidade Federal do Rio Grande do Norte, Natal, Brasilien; Universidade do Estado do Rio Grande do Norte, Mossoró, Brasilien), M. Abdul-Masih (ESO, Santiago, Chile), J. Bodensteiner (ESO, Garching, Deutschland), P. Crowther (Department of Physics & Astronomy, University of Sheffield, UK), M. Gieles (ICREA, Barcelona, Spanien; Institut de Ciències del Cosmos, Universitat de Barcelona, Barcelona, Spanien), M. Gromadzki (Astronomisches Observatorium, Universität Warschau, Polen [Warschau]), V. Henault-Brunet (Department of Astronomy and Physics, Saint Mary’s University, Halifax, Kanada), A. Herrero (Instituto de Astrofísica de Canarias, Teneriffa, Spanien [IAC]; Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna, Teneriffa, Spanien [IAC-ULL]), A. de Koter (KU Leuven, API), P. Iwanek (Warschau), S. Kozłowski (Warschau), D. J. Lennon (IAC, IAC-ULL), J. Maíz Apellániz (Centro de Astrobiología, CSIC-INTA, Madrid, Spanien), P. Mróz (Warschau), A. F. J. Moffat (Department of Physics and Institute for Research on Exoplanets, Université de Montréal, Kanada), A. Picco (KU Leuven), P. Pietrukowicz (Warschau), R. Poleski (Warschau), K. Rybicki (Warschau und Abteilung für Teilchenphysik und Astrophysik, Weizmann Institute of Science, Israel), F. R. N. Schneider (Heidelberger Institut für Theoretische Studien, Heidelberg, Deutschland [HITS]; Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Heidelberg, Deutschland), D. M. Skowron (Warschau), J. Skowron (Warschau), I. Soszyński (Warschau), M. K. Szymański (Warschau), S. Toonen (API), A. Udalski (Warschau), K. Ulaczyk (Department of Physics, University of Warwick, UK), J. S. Vink (Armagh Observatory & Planetarium, UK), und M. Wrona (Warschau).

Über die ESO
Die Europäische Südsternwarte (ESO) befähigt Wissenschaftler und Wissenschaftlerinnen weltweit, die Geheimnisse des Universums zum Nutzen aller zu entdecken. Wir entwerfen, bauen und betreiben Observatorien von Weltrang, die Astronomen und Astronominnen nutzen, um spannende Fragen zu beantworten und die Faszination der Astronomie zu wecken. Außerdem fördern wir die internationale Zusammenarbeit in der Astronomie. Die ESO wurde 1962 als zwischenstaatliche Organisation gegründet und wird heute von 16 Mitgliedsländern (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 zwei Durchmusterungsteleskope, VISTA, das im Infraroten arbeitet, und das VLT Survey Telescope für sichtbares Licht. 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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• Schwarze Löcher

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Quelle: AIP.

29. März 2022 – Die Große Magellansche Wolke ist von der südlichen Hemisphäre aus mit bloßem Auge sichtbar, da sie die hellste und massereichste Satellitengalaxie der Milchstraße ist. Die Große Magellansche Wolke ist reich an Sternen, die eine große Altersspanne abdecken, von neu entstehenden Sternen bis zu Sternen, die so alt sind wie das Universum. Sie wird als irreguläre Galaxie eingestuft, weil sie durch einen einzelnen Spiralarm und einen vom Zentrum der Scheibe abgesetzten Balken gekennzeichnet ist.

„Stellare Balkenstrukturen sind ein häufiges Merkmal von Spiralgalaxien. Man nimmt an, dass sie durch kleine Störungen innerhalb der stellaren Scheibe entstehen, die die Sterne aus ihrer Kreisbewegung herauslenken und sie auf langgestreckte Bahnen zwingen“, erklärt Dr. Florian Niederhofer, Erstautor der jetzt veröffentlichten Studie. „Eine besondere Art dieser Bahnen sind jene, die mit der Hauptachse des Balkens ausgerichtet sind. Diese gelten als das ‚Rückgrat‘ der Sternbalken und bilden die Hauptstütze der Balkenstruktur.“ Das VISTA-Teleskop wurde entwickelt, um den südlichen Himmel im nahen Infrarot zu durchmustern und Quellen zu untersuchen, die aufgrund ihrer Beschaffenheit oder der Anwesenheit von Staub bevorzugt in diesem Spektralbereich emittieren. Anhand von VMC-Daten hat das Team nun erstmals diese Bahnen innerhalb des Balkens der Großen Magellansche Wolke nachgewiesen. VMC ist eine Multi-Epochen-Durchmusterung des Systems der Magellanschen Wolken und ein öffentliches Durchmusterungsprojekt der Europäischen Südsternwarte (ESO), das zwischen 2010 und 2018 durchgeführt wurde und darauf abzielt, den stellaren Inhalt und die Dynamik unserer nächsten extragalaktischen Nachbarn zu untersuchen.

Das Team entwickelte eine ausgeklügelte Methode zur genauen Bestimmung der Eigenbewegungen von Sternpopulationen innerhalb der Magellanschen Wolken. In einer jetzt in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society veröffentlichten Studie wendete es diese Methode auf zentrale Teile der Großen Magellansche Wolke an. Aus den gemessenen Werten berechneten die Autorinnen und Autoren die tatsächlichen Sternbewegungen innerhalb der Großen Magellansche Wolke und erstellten detaillierte Geschwindigkeitskarten der internen Geschwindigkeitsstruktur der Galaxie. „Die erstaunliche Detailgenauigkeit der Geschwindigkeitskarten zeigt, wie sehr sich unsere Methode im Vergleich zu früheren Messungen vor einigen Jahren verbessert hat“, sagt Thomas Schmidt, Mitautor und Doktorand am AIP. Zum Erstaunen der Forschenden enthüllten ihre Karten langgestreckte Sternbewegungen, die der Struktur und Ausrichtung des Balkens folgen.

„Dank ihrer geringen Entfernung von etwa 163.000 Lichtjahren können wir mit bodengebundenen Teleskopen wie VISTA einzelne Sterne innerhalb der Magellanschen Wolken beobachten“, sagt Prof. Dr. Maria-Rosa Cioni, die Leiterin des VMC-Projekts und der Abteilung Zwerggalaxien und der galaktische Halo am AIP. „Damit bieten uns diese Galaxien ein einzigartiges Labor, in dem wir die Prozesse, die Galaxien formen und bilden, im Detail untersuchen können.“ Von großem Interesse ist die Dynamik der Sterne, da sie wertvolle Informationen über die Entstehung und Entwicklung der Galaxien liefern. Lange Zeit waren jedoch die eindimensionalen Geschwindigkeiten der Sterne entlang der Sichtlinie die einzige Quelle für dynamische Informationen. Diese Geschwindigkeiten können leicht durch spektroskopische Dopplerverschiebungen gemessen werden, die auf dem Effekt beruhen, dass das beobachtete Licht eines Sterns blauer oder röter erscheint, je nachdem, ob er sich uns nähert oder von uns wegbewegt. Um die vollständigen dreidimensionalen Geschwindigkeiten der Sterne zu erhalten, muss man die Eigenbewegungen der Sterne kennen, d. h. die scheinbaren zweidimensionalen Bewegungen der Sterne in der Himmelsebene. Diese Bewegungen können durch mehrfache Beobachtung derselben Sterne über einen bestimmten Zeitraum, in der Regel mehrere Jahre, ermittelt werden. Die Verschiebungen der Sterne werden dann in Bezug auf nahe gelegene Referenzobjekte bestimmt. Bei diesen Objekten kann es sich z. B. um sehr weit entfernte Hintergrundgalaxien handeln, von denen man aufgrund ihrer großen Entfernung annehmen kann, dass sie sich in Ruhe befinden, oder um Sterne mit bereits bekannten Eigenbewegungen.

Da die beobachteten Bewegungen der Sterne von der Erde aus gesehen winzig sind, sind präzise Messungen immer noch eine Herausforderung. In der Entfernung der Magellanschen Wolken liegen die beobachteten Bewegungen der Sterne in der Größenordnung von Millibogensekunden pro Jahr – eine Millibogensekunde entspricht etwa der Größe einer Astronautin auf dem Mond, von der Erde aus gesehen.

„Unsere Entdeckung ist ein wichtiger Beitrag zur Untersuchung der dynamischen Eigenschaften von Balkengalaxien, da die Magellanschen Wolken derzeit die einzigen Galaxien sind, in denen wir solche Bewegungen mit Hilfe der stellaren Eigenbewegungen untersuchen können. Für weiter entfernte Galaxien liegt dies noch jenseits unserer technischen Möglichkeiten“, sagt Florian Niederhofer. Insgesamt wurden 9 Jahre lang Beobachtungen durchgeführt, um genügend Bilder zu sammeln, um diese winzigen Bewegungen messen zu können. „Diese unerwartete Messung ergänzt eine ganze Reihe von bedeutenden Ergebnissen, die das VMC-Team erzielt hat“, fügt Maria-Rosa Cioni stolz hinzu.

Originalveröffentlichung
The VMC survey – XLVI. Stellar proper motions in the centre of the Large Magellanic Cloud. F. Niederhofer, M.-R. L. Cioni, T. Schmidt, K. Bekki, R. de Grijs, V. D. Ivanov, J. M. Oliveira, V. Ripepi, S. Subramanian, J. Th. Van Loon. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
Paper bei MNRAS: The VMC survey – XLVI. Stellar proper motions in the centre of the Large Magellanic Cloud
Paper auf arXiv: https://arxiv.org/abs/2203.14369

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• Magellansche Wolken

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Quelle: Universität Stuttgart.

18. März 2022 – In den nächsten zwei Wochen wird die fliegende Sternwarte von dort aus mit FIFI-LS, dem Ferninfrarotspektrometer der Universität Stuttgart, Himmelsobjekte beobachten, die nur von der südlichen Hemisphäre aus zu sehen sind.

Im Rahmen des Langzeitprojektes LMC+ soll von Chile aus die Sternentstehungsrate in der Großen Magellansche Wolke (Large Magellanic Cloud, LMC) untersucht werden, die zusammen mit der Kleinen Magellanschen Wolke zu den direkten galaktischen Nachbarn unserer Milchstraße zählt. Mit dem FIFI-LS-Instrument soll SOFIA nun die erste Karte des ionisierten Kohlenstoffs in der LMC erstellen, der ein guter Indikator für die Sternentstehungsrate in Galaxien ist. Als Zwerggalaxien mit einem geringeren Anteil schwerer Elemente gleichen die Magellanschen Wolken in gewisser Weise den ersten Galaxien, die sich in unserem Universum gebildet haben. Da die LMC unserer eigenen Galaxie so nahe ist, können Wissenschaftler und Wissenschaftlerinnen sie mit SOFIA sehr detailliert untersuchen und so auch Rückschlüsse auf die kleinskaligen physikalischen Strukturen in weit entfernten Galaxien ableiten. SOFIA hilft auf diese Weise Beobachtungen von Phänomenen zu erklären, die wegen der Rotverschiebung von Galaxien in großen Entfernungen, mit großen Radioteleskopen, wie ALMA gemacht werden.

„Die Chilenische und die Deutsche Astronomische Gemeinschaft verbindet eine lange Tradition, nicht nur weil die Europäische Südsternwarte (ESO) ihre Teleskope in Chile stationiert und ihren Hauptsitz in Garching bei München hat“, so Alfred Krabbe, Leiter des Deutschen SOFIA Instituts (DSI) der Universität Stuttgart, welches den SOFIA-Betrieb auf deutscher Seite koordiniert und sicherstellt. „An dem LMC+ Programm sind deutsche Astronomen ebenso beteiligt wie auch Monica Rubio, Professorin für Astronomie der Universität von Chile“, so Krabbe.

Frühere Beobachtungskampagnen von der Südhalbkugel – zum Beispiel von Neuseeland oder Französisch-Polynesien aus – nahmen üblicherweise mehr als 5 Wochen in Anspruch. Dieser erste Besuch von SOFIA in Chile ist im Vergleich dazu ein Kurzeinsatz, da dieses Mal mit FIFI-LS nur ein Instrument geflogen wird und nur acht Flüge geplant sind.

„Bei diesem Kurzeinsatz in Chile ist der logistische Aufwand für das SOFIA Team deutlich reduziert und wir steigern so die Effizienz unseres Observatoriums“, sagt Michael Hütwohl, Leiter des DSI-Teams in Palmdale, Kalifornien, wo SOFIA normalerweise stationiert ist. „Mit insgesamt zehn Personen werden wir vor Ort in Chile dafür sorgen, dass Teleskop und Instrument einwandfrei funktionieren.“

Zusätzlich zu den Beobachtungen der Großen Magellanschen Wolke wird SOFIA unter anderem versuchen, den Lithiumgehalt im frühen Universum zu messen. Dazu will das SOFIA-Team den Halo unserer eigenen Galaxie untersuchen, in dem sich Wolken aus neutralem Wasserstoff befinden. Seit ihrer Entstehung sind diese Wolken relativ ungestört und geben somit einen direkten Hinweis auf die Eigenschaften des ursprünglichen Gases, das im frühen Universum existiert hat. Da es eine erhebliche Diskrepanz zwischen der nach der Urknalltheorie vorhergesagten Lithiumhäufigkeit zu bisherigen astronomischen Messungen gibt, könnte sich eine erfolgreiche Lithium Beobachtung durch SOFIA auf unser Verständnis der fundamentalen Physik und des frühen Universums auswirken.

Außerdem soll SOFIA zum Beispiel die kompakte Sternentstehungsgalaxie NGC 4254 beobachten, um in Kombination mit vorhandenen Daten anderer Observatorien ein genaues Bild des komplexen interstellaren Mediums zu erstellen.

Über SOFIA
SOFIA, das Stratosphären Observatorium Für Infrarot Astronomie, ist ein Gemeinschaftsprojekt des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt e.V. (DLR; Förderkennzeichen 50OK0901, 50OK1301, 50OK1701 und FKZ 50 OK 2002 und der National Aeronautics and Space Administration (NASA). Es wird auf Veranlassung des DLR mit Mitteln des Bundesministerium für Wirtschaft und Klimaschutz (BMWK) aufgrund eines Beschlusses des Deutschen Bundestages und mit Mitteln des Landes Baden-Württemberg und der Universität Stuttgart durchgeführt. Der wissenschaftliche Betrieb wird auf deutscher Seite vom Deutschen SOFIA Institut (DSI) der Universität Stuttgart koordiniert, auf amerikanischer Seite von der Universities Space Research Association (USRA). Die Entwicklung der deutschen Instrumente ist finanziert mit Mitteln der Max-Planck-Gesellschaft (MPG), der Deutschen Forschungsgemeinschaft (DFG) und des DLR.

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• Stratosphären-Observatorium SOFIA

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Quelle: Universität Göttingen.

11. November 2021 – Astronominnen und Astronomen, darunter auch von der Universität Göttingen, haben ein kleines Schwarzes Loch außerhalb der Milchstraße entdeckt. Sie spürten es auf, indem sie mit Hilfe des Very Large Telescope der Europäischen Südsternwarte beobachteten, wie es die Bewegung nahegelegener Sterne beeinflusst. Zum ersten Mal wurde diese Nachweismethode verwendet, um die Anwesenheit eines Schwarzen Lochs außerhalb unserer Galaxie aufzudecken. Die Methode könnte der Schlüssel zum Auffinden versteckter Schwarzer Löcher in der Milchstraße und in nahe gelegenen Galaxien sein und dazu beitragen, Licht in die Entstehung und Entwicklung dieser mysteriösen Objekte zu bringen. Die Forschungsergebnisse sind in den Monthly Notices of the Royal Astronomical Society erschienen.

Die Forscherinnen und Forscher verwendeten Daten, die über zwei Jahre hinweg in der chilenischen Atacama-Wüste gesammelt wurden. Der Einsatz des speziellen Geräts – dem Multi Unit Spectroscopic Explorer – ermöglichte es ihnen, Gebiete mit sehr vielen Himmelskörpern zu beobachten und das Licht jedes einzelnen Sterns in der Umgebung zu analysieren. Sie sammelten dadurch Informationen über Tausende von Sternen auf einmal – mindestens zehnmal mehr als mit jedem anderen Instrument. So konnte das Team mehrere Sterne ausfindig machen, deren Bewegung die Anwesenheit des Schwarzen Lochs anzeigte. Anhand von Daten des Optical Gravitational Lensing Experiment der Universität Warschau und des Hubble Space Telescope der NASA/ESA konnten sie dessen Masse messen und ihre Ergebnisse bestätigen.

Das neu entdeckte Schwarze Loch wurde in NGC 1850 entdeckt, einem etwa 160.000 Lichtjahre entfernten Sternhaufen in der Großen Magellanschen Wolke, einer Nachbargalaxie der Milchstraße. Obwohl es für seine Verhältnisse klein ist, hat es etwa elfmal so viel Masse wie unsere Sonne. Der Hinweis, der es anfänglich „verriet“, war sein Gravitationseinfluss auf einen Stern, der die fünffache Masse der Sonne hat und das Schwarze Loch umkreist.

Schon früher haben Teams Schwarzen Löcher in anderen Galaxien entdeckt, entweder durch das Röntgenlicht, das diese beim Verschlucken von Materie aussenden, oder durch die Gravitationswellen, die bei der Kollision von Schwarzen Löchern untereinander oder mit Neutronensternen entstehen. „Die allermeisten lassen sich allerdings nur mit einer ,dynamischen‘ Methode wie in unserer aktuellen Forschungsarbeit entdecken“, sagt Prof. Dr. Stefan Dreizler von der Universität Göttingen. „Wenn Schwarze Löcher zusammen mit einem Stern ein System bilden, beeinflussen sie dessen Bewegung auf subtile, aber nachweisbare Weise, so dass wir sie mit hochentwickelten Instrumenten finden können.“

Diese Entdeckung ist das erste Mal, dass ein Schwarzes Loch in einem relativ jungen Sternhaufen gefunden wurde – der Haufen ist nur etwa 100 Millionen Jahre alt, ein Wimpernschlag in astronomischen Maßstäben. Mit der dynamischen Methode können Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler in ähnlichen Sternhaufen noch mehr Schwarze Löcher zutage fördern und ein neues Licht auf ihre Entwicklung werfen. Durch den Vergleich mit größeren Schwarzen Löchern in älteren Sternhaufen werden sie in der Lage sein, zu verstehen, wie diese Objekte wachsen. Dies geschieht möglicherweise, indem sie sich von Sternen „ernähren“ oder mit anderen Schwarzen Löchern verschmelzen. Zudem verbessert das Forschungsteam durch die Karten, auf denen die Entwicklung Schwarzer Löcher in Sternhaufen festgehalten werden, das Verständnis für den Ursprung von Quellen für Gravitationswellen.

Originalveröffentlichung
Saracino et al,”A black hole detected in the young massive LMC cluster NGC 1850” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

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• Schwarze Löcher

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Ein Beitrag von Hans Lammersen. Quelle: sciendedaily.com.

Die 170 000 Lichtjahre entfernte Große Magellansche Wolke (engl.: Large Magellanic Cloud = LMC) ist eine der beiden Satellitengalaxien unserer Milchstraße. Sie ist, so wie ihr kleinerer Pendant, die Kleine Magellansche Wolke (engl.: Small Magellanic Cloud = SMC), von Mitteleuropa aus nicht zu beobachten, weil sie am Südhimmel steht. Es handelt sich bei beiden um irreguläre Zwerggalaxien, wobei die LMC mit 15 Milliarden Sternen dreimal mehr Sterne enthält als die SMC.

Nach den Analysen der Wissenschaftler brauchen die Sterne der LMC 250 Millionen Jahre, um das Zentrum zu umrunden. Die Erde braucht für eine Umkreisung des Kerns der Milchstraße in etwa die gleiche Zeit.

Bisher wurden die Rotationsgeschwindigkeiten von Galaxien durch Messung des Dopplereffekts auf zwei gegenüberliegenden Seiten einer ausgewählten Galaxie bestimmt. Die Sterne auf der einen Seite kommen uns scheinbar entgegen, und daher ist ihr Spektrum ins Blaue verschoben, während die Sterne auf der anderen Seite sich durch die Rotation scheinbar von uns entfernen, wodurch ihr Spektrum ins Rote verschoben ist. Nun kann man diese Messungen ergänzen durch die Seitwärtsbewegungen der Sterne und erreicht damit eine höhere Genauigkeit.

Das Team beobachtete für die Studie Sterne in 22 Bereichen und nutzte zwei Kameras des Hubble-Teleskops: Die Wide Field Camera 3 und die Advanced Camera für Surveys. Jedes der beobachteten Felder enthielt nicht nur dutzende von Sternen, sondern auch einen Quasar im Hintergrund, den die Astronomen benötigten um einen Fixpunkt zu haben, an dem sie die Bewegung der Vordergrundsterne der LMC messen konnten. Denn diese Bewegung ist extrem klein und daher schwer zu erkennen, so dass man schon das Hubble-Teleskop nehmen musste um überhaupt Erkenntnisse gewinnen zu können.

Obwohl die Große Magellansche Wolke 170.000 Lichtjahre entfernt ist, nimmt sie am südlichen Himmel einen Raum vom 20-fachen Vollmonddurchmesser ein. Sie umkreist auch als Ganzes unsere Milchstraße, allerdings nach den neuen Erkenntnissen schneller als bisher angenommen. Die Ergebnisse dieser langjährigen Studie sind wichtig, um weitere Einblicke in die Entwicklung der Sterne und Galaxien zu bekommen.

Verwandte Themen bei Raumfahrer.net:

• Entfernung der Großen Magellanwolke exakt bestimmt
• Blick in die Wiege der Galaxien

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• Magellansche Wolken

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

Viele Galaxien sind von großen Mengen an interstellarem Staub durchsetzt. Dieser Staub besteht hauptsächlich aus Silizium- und Graphitpartikeln – Mineralien, welche auch auf der Erde zu finden sind. Der Ruß einer Kerze ist dem kosmischen Staub sehr ähnlich. Allerdings verfügen Rußpartikel typischerweise über die zehnfache Größe der kosmischen Staubpartikel.

Astronomen gehen davon aus, dass insbesondere im frühen Universum Supernovae die Hauptquelle für diesen Staub darstellten. Allerdings war die Beweislage für die Staubproduktionsfähigkeit von Supernovae bisher eher dünn und konnte die großen Mengen an Staub, welche in jungen Galaxien beobachtet werden, nicht ausreichend erklären. Durch neue Beobachtungsergebnisse könnte sich dies jetzt allerdings ändern.

„Wir haben eine bemerkenswert große Staubmasse gefunden, die in der zentralen Region der Ausflüsse einer relativ jungen und nahen Supernova konzentriert ist“, so der Astronom Remy Indebetouw von der University of Virginia/USA. „Damit sind wir erstmalig in der Lage, wirklich abzubilden, wo der Staub entsteht. Für das Verständnis der Entwicklung von Galaxien ist das enorm wichtig.“

Für ihre Beobachtungen verwendeten die Astronomen das im März 2013 offiziell in Betrieb gestellte, in den chilenischen Anden befindliche Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (kurz „ALMA“). Der ALMA-Teleskopverbund ist eine internationale astronomische Forschungseinrichtung, welche gemeinsam von europäischen, nordamerikanischen und ostasiatischen Instituten in Zusammenarbeit mit der Republik Chile getragen wird. Im Betriebsmodus erreicht das ALMA ein Auflösungsvermögen, welches die Auflösung früherer Himmelsbeobachtungen um einen Faktor von mehr als 10 übersteigt.

Als Beobachtungsobjekt wählten die Wissenschaftler die Überreste der Supernova SN 1987A, welche sich in der Großen Magellanschen Wolke befindet. Seit ihrer Entdeckung am 24. Februar 1987 ist diese Supernova das Ziel diverser astronomischer Untersuchungen. Diese Arbeiten werden durch den Umstand begünstigt, dass es sich bei SN 1987A um die am nächsten gelegene beobachtete Supernovaexplosion seit der Entdeckung der Supernova von 1604 handelte, welche sich innerhalb unserer Heimatgalaxie ereignete. Zudem war SN 1987A die erste Supernova, bei der die Astronomen den Vorgängerstern identifizieren konnten.

Die Wissenschaftler hatten erwartet, dass sich das bei der „Explosion“ freigesetzte Gas im Zentrum von SN 1987A abkühlt. Anschließend sollten sich Sauerstoff-, Kohlenstoff- und Siliziumatome in den kühlen Zentralregionen des Supernova-Überrests zusammenklumpen und so große Mengen an Staub bilden. Allerdings wurden bei früheren Beobachtungen mit Infrarotteleskopen während der ersten 500 Tage nach der Explosion von SN 1987A nur geringe Mengen „heißen“ Staubs detektiert.

Mit der extrem hohen Auflösung und Empfindlichkeit des ALMA-Teleskopverbunds war das Wissenschaftlerteam um Remy Indebetouw jetzt jedoch in der Lage, Aufnahmen des viel häufiger auftretenden „kalten“ Staubs anzufertigen, welcher im Millimeter- und Submillimeterbereich hell leuchtet. Die Astronomen schätzen, dass der Überrest nun etwa ein Viertel der Sonnenmasse in Form von neu entstandenem Staub enthält. Sie kamen außerdem zu dem Schluss, dass erhebliche Mengen an Kohlenstoffmonoxid und Siliziummonoxid entstanden sind.

„SN 1987A ist insofern besonders als dass sie sich nicht mit ihrer Umgebung vermischt hat. Somit ist das, was wir dort sehen, auch dort entstanden“, so Remy Indebetouw. „Die neuen Ergebnisse von ALMA, die die ersten ihrer Art sind, zeigen einen Supernovaüberrest, der voll von Material ist, das einige Jahrzehnte zuvor noch nicht existiert hat.“

Als sich die Schockwelle der Sternexplosion in den Weltraum ausdehnte, prallte diese auf die Gashülle, welche von dem Vorgängerstern bereits kurz vor dessen Lebensende abgestoßen wurde. Bedingt durch diese Kollision entstanden hell leuchtende Ringe, welche auch in früheren Aufnahmen mit dem von der NASA und der ESA betriebenen Hubble Space Telescope zu erkennen sind. Nach dem Auftreffen auf die Gashülle wurde ein Teil der freigesetzten Energiemengen zum Ursprungsort der Explosion zurück reflektiert.

„Irgendwann wird diese reflektierte Schockwelle auf die aufgebauschten Klumpen aus frisch hergestelltem Staub prallen“, prognostiziert Indebetouw. „Wahrscheinlich wird dabei ein Teil des Staubs auseinandergesprengt werden. Es ist schwer vorherzusagen wie viel – vielleicht nur wenig, möglicherweise die Hälfte oder gar zwei Drittel.“ Sollte jedoch ein signifikanter Teil an Staub dieses Ereignis überstehen und aus der Umgebung von SN 1987A in den interstellaren Raum entweichen, so könnten Supernova-Explosionen die großen Mengen an Staub erklären, welche die Astronomen im frühen Universum beobachten.

„Sehr junge Galaxien sind unglaublich staubig, und dieser Staub spielt dann später eine große Rolle in ihrer Entwicklung“, so Mikako Matsuura vom University College London in Großbritannien. „Heute wissen wir, dass Staub auf verschiedenen Wegen gebildet werden kann, aber im frühen Universum muss der Großteil von Supernovae stammen. Wir haben endlich direkte Hinweise gefunden, die diese Theorie stützen.“

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse werden demnächst unter dem Titel „Dust Production and Particle Acceleration in Supernova 1987A Revealed with ALMA“ in der Fachzeitschrift „Astrophysical Journal Letters“ veröffentlicht.

Verwandte Meldung bei Raumfahrer.net:

• Neue Klasse von Supernova-Explosionen entdeckt (31. März 2013)
• Die Supernova in der Galaxie NGC 1637 (22. März 2013)
• Die Suche nach den Quellen der kosmischen Strahlung (16. Februar 2013)

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• Supernovae
• ESO-Projekt ALMA

Fachartikel von Remy Indebetouw et al.:

• Dust Production and Particle Acceleration in Supernova 1987A Revealed with ALMA (engl.)

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In der unmittelbaren kosmischen Nachbarschaft zu unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße, befinden sich mehrere Zwerggalaxien, welche die deutlich größere und entsprechend massereichere Milchstraße teilweise umrunden. Bei einer dieser Galaxien handelt es sich um die „Große Magellansche Wolke“, die auch unter der englischen Bezeichnung „Large Magellanic Cloud“ (kurz „LMC“) bekannt ist. Mit einer visuellen Helligkeit von 0,9 mag kann diese bereits mit dem bloßen Auge betrachtet werden.

Allerdings muss sich der interessierte Betrachter dazu auf der südlichen Erdhalbkugel befinden, denn nur von dort aus können die beiden Sternbilder Schwertfisch (lateinischer Name „Dorado“) und Tafelberg („Mensa“) beobachtet werden. Die Große Magellansche Wolke befindet sich im Grenzbereich zwischen diesen beiden Sternbildern. Erstmals schriftlich erwähnt wurde sie im Jahr 964 von dem persischen Astronomen Al Sufi in dessen „Buch der Fixsterne“. Der erste Europäer, welcher die Wolke beschrieb, war der portugiesische Seefahrer Ferdinand Magellan, der die LMC während seiner in den Jahren 1519 bis 1521 erfolgten Weltumseglung beobachten konnte.

Ein Studienobjekt für Astronomen
Mit einer Entfernung von lediglich etwa 163.000 Lichtjahren zum Zentrum zu unserer Heimatgalaxie (Raumfahrer.net berichtete über die Ermittlung der Entfernung) ist die LMC einer unserer nächsten kosmischen Nachbarn, was sie zugleich zu einem wichtigen Beobachtungsobjekt für professionelle Astronomen macht. Die etwa 14.000 Lichtjahre durchmessende LMC wird aufgrund ihrer Form und Größe als irreguläre Zwerggalaxie bezeichnet, deren Gestalt sehr wahrscheinlich durch eine gravitative Wechselwirkung sowohl mit der Milchstraße als auch mit einer weiteren Zwerggalaxie, der „Kleinen Magellanschen Wolke“ hervorgerufen wird.

Im Inneren der Großen Magellanschen Wolke laufen diverse aktive Sternentstehungsprozesse ab. Einige der dort befindlichen Sternentstehungsgebiete wie zum Beispiel der Tarantelnebel (NGC 2070) können dabei ebenfalls mit dem bloßen Auge betrachtet werden. Es existieren jedoch noch weitere, genauso interessante Regionen, für deren Beobachtung allerdings ein Teleskop benötigt wird.

Eine am vergangenen Mittwoch von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichte Aufnahme zeigt gleich zwei dieser Gebiete: Den rötlich leuchtenden Gasnebel NGC 2014 und dessen in bläulichen Farben erscheinenden Nachbarn NGC 2020. Obwohl diese beiden Gasnebel von ihrer chemischen Zusammensetzung her sehr verschieden sind, wurden beide Wolken durch vergleichbare Prozesse geformt. Stellare Winde verteilen das Gas im Weltall und junge, extrem heiße Sterne regen es zum Leuchten an.

NGC 2014
Der Nebel NGC 2014, welcher erstmals im Jahr 1826 von dem schottischen Astronomen James Dunlop beschrieben wurde, setzt sich in erster Linie aus Wasserstoff zusammen. Im Inneren des Nebels befindet sich eine Ansammlung von jungen, heißen Sternen. Die energiereiche Strahlung dieser relativ jungen Sterne schlägt Elektronen aus den Atomen des umliegenden Wasserstoffgases heraus. Dieser sogenannte Ionisationsprozess führt zu dem charakteristischen roten Leuchten des Gases. Zusätzlich zu dieser starken Strahlung produzieren massereiche junge Sterne aber auch starke stellare Winde, welche schließlich dazu führen, dass das in ihrer Umgebung befindliche Gas sich „zerstäubt“ und von den Sternen wegströmt.

NGC 2020
Links von NGC 2014 befindet sich ein einzelner heller und sehr heißer Stern. Dieser Stern gehört der seltenen Klasse der sogenannten Wolf-Rayet-Sterne an. Diese relativ kurzlebigen stellaren Objekte sind sehr heiß – ihre Oberfläche kann mehr als zehn mal so heiß sein wie die Oberfläche unserer Sonne – und zudem sehr hell. Somit dominieren Wolf-Rayet-Sterne die Gebiete um sie herum.

Der betreffende Stern hat durch die von ihm ausgehenden Sternwinde das in seiner Umgebung befindliche Gas „ausgehöhlt“. Mittlerweile scheint er dadurch bedingt von einer blasenartigen Struktur umgeben zu sein – der Gaswolke NGC 2020. Die ausgeprägte bläuliche Farbe dieses Objektes wird ebenfalls durch die auf das Gas einwirkende Strahlung verursacht. Jedoch wird in diesem Fall Sauerstoff statt Wasserstoff ionisiert.

Die verschiedenen „Färbungen“ von NGC 2014 und NGC 2020 sind somit das Ergebnis der unterschiedlichen chemischen Zusammensetzungen des umliegenden Gases sowie der unterschiedlichen Temperaturen der Sterne, welche für das Leuchten der Gaswolken verantwortlich sind. Der Abstand zwischen den Sternen und der zugehörigen Wolke spielt bei diesem Prozess ebenfalls eine Rolle.

Die hier gezeigte Aufnahme wurde mit Hilfe des „FOcal Reducer and low dispersion Spectrographs“ (kurz FORS2, wörtlich übersetzt „Brennweitenreduzierer und niedrig auflösender Spektrograf“) erstellt – einem der Instrumente, mit denen das von der Europäischen Südsternwarte (ESO) in den chilenischen Anden betriebenen Very Large Telescope (kurz „VLT“) ausgestattet ist. Das Bild stammt dabei aus dem „Cosmic Gems“-Programm der ESO. Hierbei handelt es sich um eine ESO-Initiative zur Erstellung von astronomischen Aufnahmen für die Bildungs- und Öffentlichkeitsarbeit. Das Programm nutzt hauptsächlich Beobachtungszeiten, während derer die Beobachtungsbedingungen nicht den strengen Ansprüchen einer wissenschaftlichen Beobachtungsarbeit genügen.

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• Magellansche Wolken

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

In der unmittelbaren kosmischen Nachbarschaft zu unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße, befinden sich zahlreiche Zwerggalaxien, welche die deutlich größere und entsprechend massereichere Heimatgalaxie dabei teilweise umrunden. Bei einer dieser Galaxien handelt es sich um die „Große Magellansche Wolke“, welche auch unter der englischen Bezeichnung „Large Magellanic Cloud“ (LMC) bekannt ist. Mit einer visuellen Helligkeit von 0,9 mag kann sie bereits mit dem bloßen Auge beobachtet werden.

Allerdings muss sich der interessierte Betrachter dazu auf der südlichen Erdhalbkugel befinden, denn nur von dort aus können die beiden Sternbilder Schwertfisch und Tafelberg beobachtet werden. Die Große Magellansche Wolke befindet sich im Grenzbereich zwischen diesen beiden Sternbildern. Erstmals schriftlich erwähnt wurde sie im Jahr 964 von dem persischen Astronomen Al Sufi in dessen „Buch der Fixsterne“. Der erste Europäer, welcher die Wolke beschrieb, war der portugiesische Seefahrer Ferdinand Magellan, der die LMC während seiner in den Jahren 1519 bis 1521 erfolgten Weltumseglung beobachten konnte.

Die Große Magellansche Wolke erweckt auch in der Gegenwart immer noch das Interesse der Astronomen. So hat zum Beispiel während des vergangenen Jahrhunderts die Bestimmung der genauen Entfernung der LMC eine Schlüsselrolle in der extragalaktischen Astronomie eingenommen. Die dabei erreichten Messresultate unterlagen allerdings einem relativ hohen Unsicherheitsfaktor, was zur Folge hatte, dass der Wert der Entfernung zwischen dieser irregulären Zwerggalaxie und unserer Galaxie mit etwa 143.000 bis 166.000 Lichtjahren angegeben wurde.

Die Entfernungsbestimmung im Universum
Für die Bestimmung der Entfernungen von weit weg liegenden Objekten im Universum zu unserer Galaxie ermitteln Astronomen zunächst die Entfernungen zu relativ nahegelegenen Objekten, welche über eine bekannte Leuchtkraft verfügen. Diese Standardkerzen werden anschließend verwendet, um die Abstände zu noch weiter entfernten Objekten im Universum zu bestimmen. Da weiter entfernte Objekte des gleichen Typs lichtschwächer erscheinen als näher gelegene, können Astronomen durch die Messung der beobachteten Helligkeit ihre Entfernung ableiten. Beispiele für solche Standardkerzen sind unter anderem Supernovae vom Typ Ia und eine besondere Klasse der Veränderlichen Sterne.

Bei diesen sogenannten Cepheiden handelt es sich um helle, instabile Sterne, welche pulsieren und daher periodisch ihre Helligkeit verändern. Zwischen der Pulsationsdauer und der Leuchtkraft existiert ein eindeutiger Zusammenhang. Cepheiden mit einer kurzen Pulsationsdauer sind weniger leuchtkräftig als solche mit einer langen Pulsationsdauer. Diese Perioden-Leuchtkraft-Beziehung der Cepheiden ermöglicht ihre Verwendung als Standardkerzen, um die Entfernung zu nahegelegenen Galaxien zu bestimmen.

Der Helligkeitsverlust hängt dabei in bekannter Weise von der Distanz der Lichtquelle ab. Je weiter sich deren Heimatgalaxie von unserem System entfernt befindet, desto lichtschwächer erscheinen diese Cepheidensterne dem irdischen Beobachter. Die Schwierigkeit bei diesem Verfahren liegt in der genauen Kalibrierung der Entfernungsskala. Hierzu werden üblicherweise besonders nahegelegene Exemplare dieses Sternentyps noch mit zusätzliche Messmethoden vermessen.

Die gesamte Kette der kosmischen Entfernungsskala ist allerdings nur so präzise wie ihr schwächstes Glied. Bis vor kurzem ist es den Astronomen zum Beispiel nicht möglich gewesen, die Entfernung der Großen Magellanschen Wolke exakt zu bestimmen. Da die in dieser Zwerggalaxie beheimateten Sterne jedoch dazu verwendet werden, um die Entfernungen zu noch weiter entfernten Galaxien festzulegen, ist ihre exakte Entfernung von sehr großer Bedeutung für die Astronomie.

Nach fast einem Jahrzehnt intensiver Arbeit konnte ein internationales Astronomenteam jetzt mittels der sorgfältigen Analysen der Beobachtungen einer seltenen Klasse von Doppelsternen einen präzisen Wert für die Entfernung der Großen Magellanschen Wolke zur Milchstraße ermitteln. Für ihre Forschungen beobachteten die Astronomen eng beieinander stehende Doppelsterne – sogenannte bedeckungssveränderliche Sterne. Während ihres gegenseitigen Umlaufs kann beobachtet werden, wie die Sterne jeweils vor ihrem Partner vorbeiziehen. Von der Erde aus betrachtet nimmt im Rahmen dieser gegenseitigen Bedeckungen die Gesamthelligkeit des Systems in periodischen Zyklen ab und dann wieder zu.

Der exakte Verlauf der Helligkeitsveränderungen hängt von verschiedenen Faktoren ab. Durch eine sorgfältige Messung der Helligkeitskurve bei einer gleichzeitig erfolgenden Bestimmung der Umlaufgeschwindigkeit können die Größe der Sterne, deren Masse und weitere Informationen über ihre Umlaufbahnen ermittelt werden. Kombiniert man diese Informationen mit der Gesamthelligkeit und den Spektren der Sterne, welche in nahinfraroten Wellenlängenbereichen des Lichts bestimmt werden, so lässt sich die Entfernung dieser Bedeckungsveränderlichen sehr genau berechnen.

163.000 Lichtjahre

Laut der Resultate dieser Arbeit befindet sich die Große Magellansche Wolke demzufolge in einer Entfernung von 163.000 Lichtjahren.

„Ich freue mich sehr, dass uns das gelungen ist“, so Wolfgang Gieren von der Universidad de Concepción in Chile, einer der Leiter des internationalen Teams. „Einhundert Jahre lang haben Astronomen versucht, die Entfernung zur Großen Magellanschen Wolke so genau wie möglich zu messen. Es hat sich als unglaublich schwer herausgestellt. Jetzt haben wir dieses Problem endlich lösen können, und das mit einem Ergebnis, das auf zwei Prozent genau ist.“

Die für die Untersuchung verwendete Methode kam zwar bereits zuvor zum Einsatz, hatte allerdings immer nur relativ „heiße“ Sterne zum Ziel. Hierbei konnten jedoch aufgrund von Unsicherheiten bezüglich der physikalischen Natur dieser Sterne viele der benötigten Parameter nur annähernd bestimmt werden, so dass die Astronomen mit vielen nicht eindeutig bekannten Faktoren arbeiten mussten, was wiederrum zur Folge hatte, dass die Werte für die dabei ermittelte Entfernung relativ unpräzise ausfielen.

Kürzlich konnten die Astronomen jedoch erstmals acht extrem seltene bedeckungsveränderliche Doppelsysteme identifizieren, bei denen es sich bei beiden Sternen um relativ kühle Rote Riesen handelt. Diese Sterne wurden bei der Durchmusterung der rund 35 Millionen Sterne der Großen Magellanschen Wolke durch das OGLE-Projekt entdeckt und in der Folgezeit sorgfältig untersucht. Diese Doppelsternsysteme liefern besonders genaue Entfernungswerte, was eine Bestimmung der Entfernung mit einem Unsicherheitsfaktor von nur noch zwei Prozent ermöglicht.

Für ihre Untersuchungen nutzten die beteiligten Astronomen unter anderen auch mehrere Instrumente der Europäischen Südsternwarte (ESO) in den chilenischen Anden. „Die ESO hat genau die Teleskope und Instrumente, die man für dieses Projekt benötigt: Den HARPS-Spektrografen für hochpräzise Radialgeschwindigkeitsmessungen auch schwacher Sterne und SOFI für Helligkeitsmessungen im Infraroten“, so Grzegorz Pietrzyński von der Universidad de Concepción in Chile und dem polnischen Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego.

Noch besseren Aussagen über die kosmischen Entfernungen
Diese deutliche Verbesserung der Entfernungsangabe, frühere Messungen wiesen einen Fehlerwert von bis zu zehn Prozent auf, führt auch zu genaueren Entfernungswerten für die in der LMC beheimateten Cepheidensterne. Darauf basierend können zukünftig auch präzisere Aussagen über die Entfernungen von noch weiter entfernt gelegenen Galaxien getätigt werden. Dies wiederum hat Auswirkungen auf die Bestimmung der Hubble-Konstante, mit welcher die derzeitige Expansionsrate des Universums ermittelt wird. Die Hubble-Konstante wiederum ist die Grundlage für die Durchmusterung des Universums bis hin zu den fernsten Galaxien, welche mit den heutigen Teleskopen zu beobachten sind.

Die jetzt bekannte präzise Entfernung der Großen Magellanschen Wolke reduziert damit auch die Ungenauigkeit der derzeitigen Messungen kosmologischer Entfernungen. Dies wiederum könnte Auswirkungen auf die Erforschung der bisher nur hypothetisch angenommenen dunklen Energie haben, mit der die beobachtete beschleunigte Expansion des Universums allgemein erklärt wird.

Die hier kurz vorgestellten Ergebnisse von Grzegorz Pietrzyński et al. wurden am 7. März 2013 unter dem Titel „An eclipsing binary distance to the Large Magellanic Cloud accurate to 2 per cent“ in der Fachzeitschrift Nature publiziert. „Wir arbeiten daran, die Methode weiter zu verbessern und hoffen so, innerhalb weniger Jahre auf eine Unsicherheit von nur noch einem Prozent für die Entfernung der Großen Magellanschen Wolke zu kommen. Das hätte nicht nur weitreichende Auswirkungen für die Kosmologie, sondern für viele Bereiche der Astronomie“, so Dariusz Graczyk, der Zweitautor des Nature-Artikels.

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• Magellansche Wolken

Fachartikel von Grzegorz Pietrzyński et al.:

• An eclipsing binary distance to the Large Magellanic Cloud accurate to 2 per cent (engl.)

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