Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie 16. Juli 2024.

16. Juli 2024 – Ein internationales Team unter der Leitung von Forschenden des Max-Planck-Instituts für Gravitationsphysik, des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie und des National Radio Astronomy Observatory hat zehn schnell rotierende Neutronensterne im Kugelsternhaufen Terzan 5 entdeckt. Viele von ihnen befinden sich in ungewöhnlichen und seltenen Doppelsternsystemen, darunter möglicherweise ein rekordverdächtiger Doppelneutronenstern, ein Pulsar in einer extrem elliptischen Umlaufbahn und mehrere „Spinnensysteme“, in denen die Neutronensterne ihre Begleiter verdampfen. Diese Funde in den Daten des MeerKAT-Radioteleskops erhöhen die Anzahl der in diesem sehr dichten Sternhaufen bekannten Millisekunden-Pulsare um mehr als ein Viertel auf insgesamt 49. Das Team hofft, Pulsare in potenziell noch extremeren Doppelsternsystemen zu entdecken. Dazu sollen alle mit MeerKAT von Terzan 5 aufgezeichneten Daten durch Nutzung der enormen Rechenleistung des am MPI für Gravitationsphysik durchgeführten verteilten Rechenprojekts Einstein@Home auf weitere Pulsare durchsucht werden.

„Wir wissen, dass Kugelsternhaufen wie Terzan 5 viele schnell rotierende Neutronensterne beherbergen, und wir wissen auch, dass frühere Beobachtungen dieses Haufens wahrscheinlich einige übersehen haben. Trotzdem haben wir uns sehr gefreut, zehn bisher unbekannte Millisekunden-Pulsare zu entdecken, darunter einige in ungewöhnlichen und extremen Doppelsternsystemen“, sagt Prajwal Voraganti Padmanabh, wissenschaftlicher Mitarbeiter am Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik (Albert-Einstein-Institut; AEI) in Hannover. „Die Kombination von hochempfindlichen Beobachtungen mit MeerKAT, Archivdaten des Green-Bank-Teleskops aus fast zwei Jahrzehnten und cleveren und effizienten Datenanalysemethoden haben diese Entdeckungen und ihre vollständige Charakterisierung ermöglicht.“

Padmanabh ist Erstautor einer Studie, die kürzlich in der Fachzeitschrift Astronomy & Astrophysics veröffentlicht wurde. Er begann seine Forschungsarbeit an Pulsaren während seiner Tätigkeit am Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR) in Bonn.

Neutronensterne sind kompakte Überreste von Supernova-Explosionen. Sie bestehen aus exotischer, extrem dichter Materie, sind schwerer als unsere Sonne und haben einen Durchmesser von nur etwa 20 Kilometern. Aufgrund ihrer starken Magnetfelder und schnellen Rotation senden sie wie ein kosmischer Leuchtturm gebündelte Radiowellen aus. Wenn die Rotation diese Strahlenbündel regelmäßig auf die Erde richtet, wird der Neutronenstern als pulsierende Radioquelle – als Radiopulsar – sichtbar. Einige dieser Radiopulsare sammeln in Doppelsternsystemen von ihrem Begleiter Materie ein, die sie auf Rotationsperioden von wenigen Millisekunden beschleunigt. Sie werden als Millisekundenpulsare bezeichnet.

Der Kugelsternhaufen Terzan 5 ist einer der Orte mit der höchsten Sternendichte in unserer Milchstraße. In seinem Kernbereich, wo diese Dichte millionenfach höher ist als in der Umgebung unserer Sonne, treffen sich die Sterne und interagieren viel häufiger als anderswo. Dies macht ihn zu einer sehr effizienten „Fabrik“ für Pulsare in außergewöhnlichen Doppelsternen. Vor dieser Studie waren bereits 39 Pulsare in Terzan 5 bekannt; nun kamen zehn weitere hinzu.

Die Forscherinnen und Forscher machten ihre Entdeckungen in Daten des MeerKAT-Radioteleskops. MeerKAT ist eine Anlage von 64 Antennen in der südafrikanischen Karoo mit einer beispiellosen Empfindlichkeit für Quellen am Südhimmel. Im Rahmen des „TRansients and Pulsars using MeerKAT (TRAPUM) Large Survey Project“ beobachtete das Team Terzan 5 zweimal für mehrere Stunden mit jeweils 56 MeerKAT-Antennen. Die Hardware für TRAPUM wurde vom MPIfR finanziert, entworfen und installiert.

„Mittels spezieller Hardware und Software haben wir die Daten der 56 einzelnen MeerKAT-Antennen zu einem virtuellen Teleskop kombiniert, das gleichzeitig fast 300 eng beieinander liegende Himmelspositionen im Bereich von Terzan 5 beobachtet hat“, so Dr. Padmanabh. „Das führt natürlich dazu, dass wir viel mehr Daten auswerten müssen als bei Beobachtungen mit einem einzelnen Teleskop. Aber es hilft uns auch, die Position jedes neuen Pulsars viel genauer zu bestimmen. Das ist bei Einzelteleskopen normalerweise der schwierige Teil, der Monate an zusätzlichen Beobachtungen erfordert.“

Das Team bereitete die Rohdaten vor und suchte dann an den 45 Positionen, die den Zentralbereich von Terzan 5 abdecken, nach Pulsaren. Ihr Arbeitspferd: der Großrechner Atlas am AEI Hannover, der rund 99.000 logische CPU-Kerne in fast 3.200 Servern sowie 400 Grafikkarten mit fast einer Million Kernen für die Datenanalyse bereitstellte. Mit dieser Suche konnten zehn neue Millisekunden-Pulsare aufgespürt werden.

Für jeden in den MeerKAT-Daten an einer genau definierten Himmelsposition gefundenen Pulsar wurde auf die Archivdaten des Green-Bank-Teleskops zurückgegriffen, um zu überprüfen, ob die Entdeckung dort bestätigt werden konnte. „Ohne das Archiv des Green-Bank-Teleskops wären wir nicht in der Lage gewesen, diese Pulsare zu charakterisieren und ihre Astrophysik zu verstehen“, sagt Scott Ransom, Astronom am National Radio Astronomy Observatory (NRAO). Dadurch war man in der Lage, für alle Entdeckungen sogenannte Timing-Modelle zu erstellen. Diese mathematischen Beschreibungen sagen die Ankunftszeit jedes einzelnen der mehreren hundert Milliarden Pulse über die gesamten 19 Jahre Beobachtungszeit präzise voraus.

Um diese Genauigkeit zu erreichen, müssen die Timing-Modelle viele astrophysikalische Eigenschaften berücksichtigen, die die Doppelsysteme mit Pulsaren beschreiben, einschließlich relativistischer Effekte, die sich aus Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie ergeben. Das ermöglichte es den Forschern, die Neutronensterne, ihre Umlaufbahnen, ihre Begleiter und viele andere Eigenschaften genau zu untersuchen und zu überwachen.

„Alle zehn neu entdeckten Pulsare sind ungewöhnlich und besonders und helfen uns, Kugelsternhaufen und Neutronensterne besser zu verstehen und die allgemeine Relativitätstheorie zu testen. Aber einige von ihnen sind selbst in dieser Gruppe selten und speziell“, sagt Paulo Freire, wissenschaftlicher Mitarbeiter in der Forschungsabteilung „Radioastronomische Fundamentalphysik“ am MPIfR. „Diese Systeme sind nur die jüngsten Beispiele für die wunderbaren, exotischen Sternsysteme, die wir mit MeerKAT in diesen dichten Kugelsternhaufen gefunden haben. Zusammen mit jüngsten Beispielen wie dem Objekt NGC 1851E, das das erste Pulsar-Schwarzes-Loch-System darstellen könnte, zeigen uns die Ergebnisse, dass Kugelsternhaufen eine Goldmine voller Möglichkeiten darstellen.“

Vivek Venkatraman Krishnan vom MPIfR ist Mitautor der vorliegenden Arbeit. Er sucht im Rahmen des ERC Research Grants COMPACT („Understanding gravity using a comprehensive search for fast-spinning pulsars and compact binaries“) ebenfalls nach binären Pulsaren in Kugelsternhaufen. „Mit COMPACT werden wir ein maßgeschneidertes Suchsystem für Pulsare entwickeln und einsetzen, um noch extremere Versionen dieser Doppelsterne in Kugelsternhaufen zu entdecken“, sagt er.

Eine der Entdeckungen ist ein Doppelsternsystem, das möglicherweise aus zwei Neutronensternen besteht. Diese Doppelneutronensterne sind sehr selten – gerade einmal 20 von mehr als 3600 bekannten Pulsaren gehören zu dieser besonderen Spezies. Sollten zukünftige Beobachtungen diesen Verdacht bestätigen, wäre das Doppelsystem auch ein Rekordbrecher mit dem am schnellsten rotierenden Pulsar und der längsten Umlaufzeit solcher Objekte. Andererseits könnte es sich bei diesem System auch um einen massereichen Pulsar in Begleitung eines Weißen Zwergs handeln. Ein schwerer Pulsar könnte Aufschluss über die innere Zusammensetzung von Neutronensternen geben.

Die extrem elliptische Umlaufbahn eines anderen neuen Pulsars deutet auf eine Reihe von engen Begegnungen mit anderen Sternen in seiner Vergangenheit hin. Wenn im Gedränge im Zentrum von Terzan 5 Sterne an einem Doppelsternsystem vorbeiziehen, kann ihre Schwerkraft dessen Bahnen stören und sogar seine Komponenten herausschleudern oder deren Plätze einnehmen.

Nachdem das Team die Zahl der bekannten Pulsare in Terzan 5 schon um mehr als ein Viertel gesteigert hat, plant es bereits, weitere zu finden. Die Suche wird erweitert auf Pulsare in Doppelsystemen, deren Umlaufzeiten deutlich kürzer sind als die der bisher entdeckten. Die Forscher beabsichtigen, mit der Hilfe des verteilten freiwilligen Computerprojekts Einstein@Home alle mit MeerKAT gewonnenen Daten von Terzan 5 zu analysieren. Das Projekt, das von Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftlern am AEI Hannover geleitet wird, hat bereits mehr als 90 neue Neutronensterne entdeckt. Mit MeerKAT soll der Kugelsternhaufen Terzan 5 auch bei höheren Radiofrequenzen beobachtet werden, was die Chancen auf neue Entdeckungen weiter erhöhen dürfte.

„Nach allem, was wir über Terzan 5 wissen, erwarten wir, dass er noch viele weitere extreme Doppelsternsysteme beherbergt, von denen jedes ein potenzielles Labor für die Überprüfung der Einsteinschen Relativitätstheorie ist“, schließt Prajwal Voraganti Padmanabh. „Wer weiß, vielleicht ist das nächste, was wir in diesem erstaunlichen Kugelsternhaufen finden, etwas so Exotisches wie ein Paar Millisekunden-Pulsare oder ein Millisekunden-Pulsar, der ein Schwarzes Loch umkreist?“

Hintergrundinformation
Das vom South African Radio Astronomy Observatory (SARAO) betriebene MeerKAT ist das größte Radioteleskop der südlichen Hemisphäre und eines von zwei Vorläuferinstrumenten des SKA-Projekts in Südafrika. Das in der Karoo-Wüste gelegene Radioteleskop wird demnächst durch eine zusätzliche Anzahl von Parabolantennen zum „MeerKAT+“ erweitert. Dieses wird später schrittweise in das SKAO-Teleskop für einen mittleren Frequenzbereich (SKA-MID) integriert, dessen Bau bereits begonnen hat und bis 2028 andauern wird. Die ersten wissenschaftlichen Beobachtungen von MeerKAT+ haben bereits 2023 während der Testphase des Teleskops begonnen.

TRAPUM (TRAnsients and PUlsars with MeerKAT) ist eines der Large Survey Proposals, die mit dem MeerKAT-Teleskop durchgeführt werden. Es handelt sich um ein internationales Kollaborationsprojekt, das von der Universität Manchester und dem MPIfR geleitet wird, und an dem Institutionen wie das INAF, das National Radio Astronomy Observatory (NRAO) und das South African Radio Astronomy Observatory (SARAO) beteiligt sind.

Das National Radio Astronomy Observatory ist eine Einrichtung der National Science Foundation, im Rahmen einer Kooperationsvereinbarung von Associated Universities, Inc. Das Green Bank Observatory ist eine Einrichtung der National Science Foundation, die im Rahmen eines Kooperationsabkommens von Associated Universities, Inc. betrieben wird.

Autoren der Veröffentlichung sind P. V. Padmanabh, S. M. Ransom, P. C. C. Freire, A. Ridolfi, J. D. Taylor, C. Choza, C. J. Clark, F. Abbate, M. Bailes, E. D. Barr, S. Buchner, M. Burgay, M. E. DeCesar, W. Chen, A. Corongiu, D. J. Champion, A. Dutta, M. Geyer, J. W. T. Hessels, M. Kramer, A. Possenti, I. H. Stairs, B. W. Stappers, V. Venkatraman Krishnan, L. Vleeschower und L. Zhang. Paulo Freire, Ewan Barr, Weiwei Chen, David Champion, Arunima Dutta, Michael Kramer und Vivek Venkatraman Krishnan sind Mitarbeiter am MPIfR. Der Erstautor, Prajwal Voraganti Padmanabh, sowie Alessandro Ridolfi und Federico Abbate sind ebenfalls mit dem MPIfR affiliiert.

Originalveröffentlichung
Discovery and timing of ten new millisecond pulsars in the globular cluster Terzan 5
P. V. Padmanabh et al., Astronomy & Astrophysics (A&A), Volume 686, A166 (Juni 2024)
https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2024/06/aa49303-24/aa49303-24.html

Discovery and timing of ten new millisecond pulsars in the globular cluster Terzan 5
P. V. Padmanabh et al., arXiv Preprint
https://arxiv.org/abs/2403.17799

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Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie 18. Januar 2024.

18. Januar 2024 – Ein internationales Team von Astronominnen und Astronomen unter der Leitung von Forschern des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie hat mit dem MeerKAT-Radioteleskop ein faszinierendes Objekt unbekannter Natur im Kugelsternhaufen NGC 1851 entdeckt. Es ist schwerer als die schwersten bekannten Neutronensterne und gleichzeitig leichter als die leichtesten bekannten Schwarzen Löcher und befindet sich in einer Umlaufbahn um einen sich schnell drehenden Millisekunden-Pulsar. Dies könnte die erstmalige Entdeckung eines Doppelsternsystems aus Radiopulsar und Schwarzem Loch sein, und damit einer Sternenpaarung, die neue Tests der allgemeinen Relativitätstheorie von Einstein ermöglichen würde.

Die Forschungsergebnisse werden in der aktuellen Ausgabe der Fachzeitschrift Science veröffentlicht.

Neutronensterne, die ultradichten Überreste einer Supernova-Explosion, können nur eine bestimmte Maximalmasse erreichen. Sobald sie zu viel Masse angehäuft haben, zum Beispiel durch das Verschlucken eines anderen Sterns oder durch die Kollision mit einem anderen Neutronenstern, stürzen sie in sich zusammen. Was bei einem solchen Kollaps aus ihnen wird, ist Anlass für zahlreiche Spekulationen. Die vorherrschende Meinung ist jedoch, dass Neutronensterne zu schwarzen Löchern kollabieren, also zu Objekten, die ein so starkes Gravitationsfeld haben, dass nicht einmal Licht ihnen entkommen kann. Die Theorie, die durch Beobachtungen gestützt wird, besagt, dass die leichtesten schwarzen Löcher, die durch kollabierende Sterne entstehen können, etwa fünfmal mehr Masse haben als die Sonne. Dies ist erheblich mehr als die 2,2-fache Sonnenmasse, die für den Kollaps eines Neutronensterns erforderlich ist, was zu der so genannten Massenlücke bei Schwarzen Löchern führt. Die Art der kompakten Objekte in dieser Massenlücke ist bisher unbekannt. Eine detaillierte Untersuchung hat sich als schwierig erwiesen, da solche Objekte bisher nur durch Gravitationswellen aus dem fernen Universum entdeckt werden konnten.

Die Entdeckung eines Objekts in dieser Masselücke in unserer Milchstraße durch ein Team von Astronominnen und Astronomen der internationalen Kollaboration „Transients and Pulsars with MeerKAT“ (TRAPUM) könnte helfen, diese Objekte besser zu verstehen. Ihre Arbeit, die in dieser Woche in der Fachzeitschrift Science veröffentlicht wird, berichtet über ein massereiches Paar kompakter Sterne im Kugelsternhaufen NGC 1851 im südlichen Sternbild Columba (Taube). Durch den Einsatz des empfindlichen MeerKAT-Radioteleskops in Südafrika in Verbindung mit leistungsstarken Geräten, die von Ingenieuren des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie (MPIfR) in Bonn gebaut wurden, konnten sie schwache Impulse von einem der Sterne aufspüren und ihn als Radiopulsar identifizieren. Das ist eine Art Neutronenstern, der sich sehr schnell dreht und wie ein kosmischer Leuchtturm Radiosignale ins Universum sendet. Der neu entdeckte Pulsar mit der Bezeichnung PSR J0514-4002E dreht sich mehr als 170 Mal pro Sekunde um die eigene Achse, wobei jede Umdrehung einen rhythmischen Puls erzeugt, der dem Ticken einer Uhr gleicht. Das Ticken dieser Pulse erfolgt extrem regelmäßig. Durch die Messung kleiner Abweichungen, das sogenannte Pulsar-Timing, waren die Forscher in der Lage, äußerst präzise Bestimmungen der Orbitalbewegung des Pulsars vorzunehmen. „Stellen Sie sich vor, Sie könnten eine fast perfekte Stoppuhr in die Umlaufbahn eines fast 40.000 Lichtjahre entfernten Sterns bringen und dann die Zeit der Umläufe mit Mikrosekundengenauigkeit messen“, sagt Ewan Barr, der die Studie zusammen mit seiner Kollegin Arunima Dutta, Doktorandin am MPIfR, geleitet hat.

Dadurch war eine präzise Bestimmung der Position des Systems möglich. Es stellte sich heraus, dass das Objekt, das den Pulsar umkreiste, und das in den Bildern des Hubble-Weltraumteleskops von NGC 1851 nicht zu sehen ist, kein normaler Stern sein kann, sondern der extrem dichter Überrest eines kollabierten Sterns. Darüber hinaus zeigte die beobachtete zeitliche Veränderung des Punktes der größten Annäherung zwischen den beiden Sternen, dass der Begleiter eine Masse hat, die gleichzeitig größer als die jedes bekannten Neutronensterns und kleiner als die jedes bekannten Schwarzen Lochs ist. Damit fällt er genau in die Massenlücke des Schwarzen Lochs.

„Was auch immer dieses Objekt ist, es ist eine aufregende Nachricht“, sagt Paulo Freire, ebenfalls vom MPIfR. „Wenn es sich um ein Schwarzes Loch handelt, ist es das erste bekannte Pulsar-Schwarzes-Loch-System, dessen Entdeckung seit Jahrzehnten den Heilige Gral der Pulsarastronomie darstellt! Wenn es sich um einen Neutronenstern handelt, wird dies grundlegende Auswirkungen auf unser Verständnis des unbekannten Zustands der Materie bei diesen unglaublichen Dichten haben!“

Die Forscher gehen davon aus, dass die Entstehung des massereichen Objekts und seine anschließende Verbindung mit dem sich schnell drehenden Radiopulsar auf einer engen Umlaufbahn das Ergebnis eines eher exotischen Vorgangs ist (Abb. 3), die nur aufgrund der besonderen lokalen Umgebung möglich war. Das System befindet sich im Kugelsternhaufen NGC 1851, einer dichten Ansammlung alter Sterne, die viel dichter gepackt sind als die Sterne im übrigen Teil der Galaxis. Durch den geringen Abstand können die Sterne gegenseitig ihre Bahnen stören und im Extremfall sogar miteinander kollidieren. Aus einer solchen Kollision dürfte das jetzt entdeckte Objekt entstanden sein. Bevor jedoch der jetzige Doppelstern entstand, muss der Radiopulsar zunächst Material von einem Spenderstern in einem sogenannten massearmen Röntgendoppelsternsystem erhalten haben. Ein solcher „Recycling“-Prozess ist notwendig, um den Pulsar auf seine aktuelle Rotationsrate zu beschleunigen. Das Team glaubt, dass dieser Spenderstern dann in einem so genannten Austauschvorgang durch das heutige massereiche Objekt ersetzt wurde. „Dies ist der exotischste binäre Pulsar, der bisher entdeckt wurde“, sagt Thomas Tauris von der Universität Aalborg, Dänemark. „Seine lange und komplexe Entstehungsgeschichte stößt an die Grenzen unserer Vorstellungskraft.“

Die Wissenschaftler können noch nicht abschließend sagen, ob sie den massereichsten bekannten Neutronenstern, das leichteste bekannte Schwarze Loch oder gar eine neue exotische Sternvariante entdeckt haben. Sicher ist jedoch, dass sie ein einzigartiges Labor zur Erforschung der Eigenschaften von Materie unter den extremsten Bedingungen im Universum gefunden haben.

„Wir sind mit diesem System noch nicht fertig“, sagt Arunima Dutta. Sie führt weiterhin aus: „Die Aufdeckung der wahren Natur des Begleiters wird einen Wendepunkt in unserem Verständnis von Neutronensternen, Schwarzen Löchern und allem, was sonst noch in der Massenlücke des Schwarzen Lochs lauern könnte, darstellen.“

Weitere Informationen
MeerKAT: Das vom South African Radio Astronomy Observatory (SARAO) betriebene MeerKAT-Teleskop ist das größte Radioteleskop der südlichen Hemisphäre und eines von zwei Vorläuferinstrumenten für das SKA-Observatoriums (SKAO) in Südafrika. Das in der Karoo-Halbwüste gelegene Radioteleskop wird demnächst im Rahmen des von SARAO und der Max-Planck-Gesellschaft (MPG) gemeinsam finanzierten Projekts „MeerKAT+“ um eine zusätzliche Anzahl von Parabolspiegeln erweitert werden. MeerKAT wird später schrittweise in das „Mid-Frequency“–Teleskop des SKAO in Südafrika integriert.

TRAPUM: „Transients and Pulsars with MeerKA“ (TRAPUM) ist ein laufendes Durchmusterungsprojekt mit dem Radioteleskop MeerKAT. Die Mitglieder des Projekts bilden eine internationale Kollaboration von Universitäten und Forschungsinstituten aus 10 Ländern unter der Leitung von Prof. Michael Kramer (Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Deutschland) und Prof. Benjamin Stappers (University of Manchester, Großbritannien). Das Ziel der TRAPUM-Durchmusterung und der Zusammenarbeit ist die Beobachtung von Quellen von besonderem Interesse bei der Suche nach Radiopulsaren. Die Beobachtungen konzentrieren sich auf von Fermi-LAT entdeckte Gammastrahlenquellen, Kugelsternhaufen, Supernovaüberreste und nahe Galaxien. Bis heute wurden im Rahmen von TRAPUM und seiner Schwesterprojekte mehr als 200 Pulsare mit MeerKAT entdeckt.

Entstehungsgeschichte von NGC 1851E: Eine mögliche Geschichte der Entwicklung des NGC 1851E-Systems wird in Abbildung 3 dargestellt. Auf der linken Seite der Abbildung wird gezeigt, wie der Millisekunden-Pulsar PSR J0514-4002E (MSP) durch den Einfang von Materie aus einem stellaren Begleiter in einem massearmen Röntgendoppelstern (LMXB) ins Trudeln geriet. Was nach dem Stadium des massearmen Röntgendoppelsterns übrig bleibt, sind ein sich schnell drehender Pulsar und ein Weißer Zwerg, die einander umkreisen – eine typische Konfiguration, die in der gesamten Galaxis zu beobachten ist. Rechts wird die Entstehung des massereichen Begleitobjekts gezeigt. Hier sind zwei Neutronensterne im Orbit (NS + NS). Der Energieverlust durch die Emission von Gravitationswellen lässt diese Umlaufbahn mit der Zeit schrumpfen, was schließlich zu einer explosiven Neutronensternfusion führt. Das Ergebnis der Fusion ist ein isoliertes massearmes Schwarzes Loch (BH) oder möglicherweise ein supermassereicher Neutronenstern. Zu einem späteren Zeitpunkt treffen das Schwarze Loch und der Doppelstern aus Pulsar und Weißem Zwerg aufeinander. Dabei wird der leichteste der drei Sterne, in diesem Fall der Weiße Zwerg, aus der Umlaufbahn geschleudert. Das Ergebnis ist ein stabiles Pulsar-Schwarzes-Loch-System.

Autoren der Veröffentlichung sind Ewan D. Barr, Arunima Dutta, Paulo C. C. Freire, Mario Cadelano, Tasha Gautam, Michael Kramer, Cristina Pallanca, Scott M. Ransom, Alessandro Ridolfi, Benjamin W. Stappers, Thomas M. Tauris, Vivek Venkatraman Krishnan, Norbert Wex, Matthew Bailes, Jan Behrend, Sarah Buchner, Marta Burgay, Weiwei Chen, David J. Champion, C. -H. Rosie Chen, Alessandro Corongiu, Marisa Geyer, Y. P. Men, Prajwal V. Padmanabh und Andrea Possenti. Von den Autoren haben Ewan Barr, Arunima Dutta, Paulo Freire, Tasha Gautam, Michael Kramer, Alessandro Ridolfi, Thomas Tauris, Vivek Venkatraman Krishnan, Norbert Wex, Jan Behrend, Weiwei Chen, David Champion, Rosie Chen, Y. P. Men und Prajwal Padmanabh eine Zugehörigkeit zum MPIfR.

Originalveröffentlichung
A pulsar in a binary with a compact object in the mass gap between neutron stars and black holes
E. Barr et al., Science, 19. Januar 2024, Vol 383, Issue 6680, pp. 275-279, DOI: 10.1126/science.adg3005
https://www.sciencenews.org/article/enigma-pulsar-companion-mass-ticks

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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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• GAIA

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Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie.

Das Magnetfeld der Milchstraße spielt eine wichtige Rolle bei der Entwicklung unserer Galaxie, wobei man allerdings noch sehr wenig über seine Struktur auf kleinen Größenskalen weiß. Es ist bisher auch noch nicht bekannt, ob es sich in den Halo der Milchstraße fortsetzt oder nicht. Über die Beobachtung von Pulsaren im Kugelsternhaufen 47 Tuc im galaktischen Halo gelang es einem internationalen Forscherteam unter der Leitung von Federico Abbate vom Bonner Max-Planck-Institut für Radioastronomie zum ersten Mal, das galaktische Magnetfeld auf der Skala von wenigen Lichtjahren zu untersuchen. Das Projekt wurde an der Universität von Mailand Bicocca und dem INAF-Observatorium in Cagliari begonnen. Die Wissenschaftler finden ein unerwartet starkes Magnetfeld in Richtung des Kugelsternhaufens. Die Ausrichtung des Magnetfelds ist senkrecht zur Ebene der Milchstraße und könnte durch eine Wechselwirkung mit einem galaktischen Wind erklärt werden. Das ist ein magnetisierter Ausfluss von der galaktischen Scheibe in den umgebenden Halo, dessen Existenz bisher nicht direkt nachgewiesen werden konnte.

Die Ergebnisse werden in der aktuellen Ausgabe der Fachzeitschrift „Nature Astronomy“ veröffentlicht.

47 Tucanae oder 47 Tuc, wie er abgekürzt genannt wird, ist ein schon mit bloßem Auge sichtbarer eindrucksvoller Kugelsternhaufen im Sternbild “Tukan”, recht nahe in Richtung der Kleinen Magellanischen Wolke am Südhimmel. Der erste Pulsar darin wurde bereits im Jahr 1990 mit dem Parkes-64m-Radioteleskop in Australien entdeckt, und bald danach wurden weitere Pulsare mit dem gleichen Teleskop nachgewiesen. Insgesamt kennt man zur Zeit 25 Pulsare in 47 Tuc. Aus diesem Grund ist dieser gut erforschte Kugelsternhaufen ein sehr wichtiges Forschungsobjekt für Pulsarastronomen.

Pulsare sind Quellen mit periodischem Signal, mit dem die Astronomen das sogenannte Dispersionsmaß bestimmen können, nämlich die Verzögerung in der Ankunftszeit der Einzelpulse bei unterschiedlichen Frequenzen. Diese Verzögerung ist proportional zur Dichte der freien Elektronen auf der Sichtlinie zwischen Pulsar und Erde. “Bereits im Jahr 2001 ist uns aufgefallen, dass die Pulsare auf der rückwärtigen Seite des Kugelsternhaufens ein höheres Dispersionsmaß zeigten als diejenigen auf der Vorderseite. Das ist ein direkter Hinweis auf die Existenz von Gas in 47 Tuc”, sagt Paulo Freire vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie, der Projektleiter für eine Reihe von Pulsarmessungen in 47 Tuc.

Was 47 Tuc sogar noch interessanter macht, ist seine Entfernung von ca. 15.000 Lichtjahren, die ihn in einen relativ ungestörten Bereich des Halos unserer Milchstraße positioniert. Der Halo umgibt die galaktische Scheibe und enthält nur wenige Sterne und auch sehr wenig Gas. “Die Pulsare in diesem Kugelsternhaufen ermöglichen uns einen einzigartigen und bisher nicht gekannten Einblick in die großskalige Struktur des Magnetfelds im galaktischen Halo”, sagt Federico Abbate, Erstautor der Veröffentlichung und Mitarbeiter am Bonner Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR), der die Datenanalyse als Teil seiner Doktorarbeit an der Universität von Mailand Bicocca und am INAF-Observatorium Cagliari durchgeführt hat.

Die Kenntnis von Struktur und Stärke des galaktischen Magnetfelds ist ausschlaggebend für ein vollständiges Bild unserer Milchstraße. Kosmische Magnetfelder beeinflussen die Sternentstehung, regulieren die Ausbreitung von hochenergetischer Teilchenstrahlung und helfen dabei, die Existenz von Gasausflüssen von der Scheibe der Milchstraße in den umgebenden Halo zu bestätigen. Trotz ihrer Bedeutung ist der großskalige Verlauf von Magnetfeldern im Halo bis jetzt nicht vollständig bekannt.

Magnetfelder können normalerweise nicht direkt beobachtet werden. Statt dessen nutzen Wissenschaftler ihre Wirkung auf Plasma von geringer Dichte in der galaktischen Scheibe. Im Plasma sind Elektronen von Atomkernen getrennt und sie wirken wie winzige Magnete. Die Elektronen werden vom Magnetfeld angezogen und in Umlaufbahnen um die magnetischen Feldlinien gezwungen. Dabei wird langwellige elektromagnetische Strahlung, sogenannte Synchrotronstrahlung, emittiert. Neben der direkt ausgesandten Strahlung beeinflussen freie Elektronen im Plasma auch die Ausrichtung der durchgehenden polarisierten Strahlung. Das elektromagnetische Feld von polarisierten Radiowellen schwingt jeweils in der gleichen Ebene. Die Richtung wird von Elektronen in einem magnetischen Medium frequenzabhängig verändert. Dieser als Faraday-Rotation bekannte Effekt ist in Radiowellen messbar.

Messungen der polarisierten Radiostrahlung sind für das Magnetfeld in der galaktischen Scheibe gut anwendbar, weil die Dichte des Plasmas groß genug ist. Im galaktischen Halo hingegen ist die Plasmadichte für einen direkten Nachweis zu gering. Aus diesem Grund war es bisher nicht möglich, Ausrichtung und Stärke des Magnetfelds im Halo zu bestimmen und Modellvorhersagen ließen keine Unterscheidung zwischen paralleler oder senkrechter Ausrichtung zur galaktischen Scheibe zu. Auf das Vorhandensein eines magnetischen Ausflusses von der Scheibe aus in den Halo wurde nur indirekt aus dem Vergleich mit anderen Galaxien geschlossen. Dadurch könnte dann auch die diffuse Röntgenstrahlung in der Milchstraße erklärt werden.

Neuere Beobachtungen der Pulsare in 47 Tuc, ebenfalls mit dem Parkes-Radioteleskop, ermöglichten die Bestimmung der polarisierten Radiostrahlung der Pulsare und ihrer Faraday-Rotation. Daraus lässt sich ein überraschend starkes Magnetfeld in dem Kugelsternhaufen ableiten. Es ist tatsächlich so stark, dass es nicht in 47 Tuc selbst erzeugt sein kann, sondern eine externe Quelle im galaktischen Halo erfordert. Die Ausrichtung des Magnetfelds ist vereinbar mit einem galaktischen Wind senkrecht zur galaktischen Scheibe. Die Wechselwirkung dieses galaktischen Winds mit dem Kugelsternhaufen würde eine Stoßwelle erzeugen, die das Magnetfeld auf die beobachteten Werte verstärkt.

Hieraus ergibt sich eine neue Beobachtungstechnik, um Magnetfelder im Halo der Milchstraße zu untersuchen. Der Kugelsternhaufen 47 Tuc ist ein hervorragendes Zielobjekt für Beobachtungen mit dem neuartigen MeerKAT-Radioteleskop in Südafrika. “Bereits in naher Zukunft wird das MeerKAT-Teleskop die Polarisationsbeobachtungen deutlich verbessern und nicht nur die Existenz des galaktischen Winds bestätigen, sondern auch Messzahlen für seine Eigenschaften liefern”, sagt Andrea Possenti vom INAF-Observatorium Cagliari, der am Pulsar-Beobachtungsprojekt mit MeerKAT zusammen mit dem MPIfR beteiligt ist. Darüber hinaus ist dieses Radioteleskop, insbesondere mit der zukünftigen Weiterentwicklung zum Square Kilometre Array (SKA), empfindlich genug, um auch weitere Kugelsternhaufen im galaktischen Halo zu untersuchen und die Ergebnisse zu bestätigen.

Das Forscherteam umfasst Federico Abbate, Andrea Possenti, Caterina Tiburzi, Ewan Barr, Willem van Straten, Alessandro Ridolfi und Paulo Freire. Der Erstautor, Federico Abbate, ist aktuell Mitarbeiter am MPIfR, ebenso die Ko-Autoren Ewan Barr und Paulo Freire.

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• Die Milchstraße

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Ein Beitrag von Christian Klempsmann. Quelle: ESO.

Die meisten Kugelsternhaufen, die wir kennen, befinden sich in unserer Milchstraße, 150 von Ihnen bewegen sich jedoch auf Umlaufbahnen um die Galaxie herum. Bei Kugelsternhaufen handelt sich um Ansammlungen von einigen hunderttausend Sternen, deren Alter bis in die Entstehung unserer Milchstraße zurückgeht.

Erst 1994 konnte nachgewiesen werden, dass Messier 54 (M54), im späten 18. Jahrhundert von Charles Messier entdeckt, zur Sagittarius-Zwerggalaxie in 90.000 Lichtjahren Entfernung gehört.

Das Lithium-Problem
Der größte Teil des im Universum aufzufindenden Lithiums entstand, neben Wasserstoff und Helium, während des Urknalls. Astronomen haben errechnet, wieviel Lithium sich dabei gebildet hat und wieviel davon heute noch in alten Sternen nachgewiesen werden müsste.

Tatsächlich ist die nachgewiesene Menge aber 3 mal kleiner als die erwartete Menge. Dieses Problem konnte trotz jahrzehntelanger Forschung bisher nicht gelöst werden.

Mögliche Ursachen für die Diskrepanz:

• Die berechnete Menge des beim Urknall entstandenen Lithiums ist falsch. Neueste Erkenntnisse deuten allerdings darauf hin, dass dies nicht der Fall ist.
• Das Lithium wurde vor Entstehung der Milchstraße in den Sternen zerstört. Ein entsprechender Mechanismus ist bisher unbekannt.
• Ein nicht näher zu definierender Prozess hat das Lithium in den Sternen nach und nach zerstört. Auch hier gibt es keine wissenschaftliche Erklärung.

Bisher waren Messungen des Lithiumgehalts technisch nur in alten Sternen der Milchstraße möglich. Nun ist es einem Team von Wissenschaftlern um A. Mucciarelli von der Universität Bologna, Italien, gelungen, M54 mithilfe des VLT Survey Teleskops (VST) auf seinen Lithiumgehalt zu untersuchen, um herauszufinden, ob die berechneten Lithiummengen auch außerhalb unserer Milchstraße von den nachgewiesenen Mengen abweichen.
Wie sich herausgestellt hat, ähneln die Messwerte denen in unserer Galaxie, so dass die Wissenschaft weiterhin auf einen Durchbruch bei der Lösung des Lithium-Problems warten muss.

Die Forschungsergebnisse werden in den Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (Oxford University Press) unter dem Titel „The cosmological Lithium problem outside the Galaxy: the Sagittarius globular cluster M54“ veröffentlicht.

Mehr zum Thema:Der Kugelsternhaufen Messier 4

Weitere Informationen:Das VST auf ESO.org

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO. Vertont von Peter Rittinger.

Viele Jahre lang gingen die Astronomen davon aus, dass die Art und Weise wie sich Sterne entwickeln und wie diese ihr „Leben“ beenden, bestens verstanden ist. Detaillierte Computermodelle führen zu dem Ergebnis, dass Sterne, welche über eine vergleichbare Masse wie unsere Sonne verfügen, während einer gewissen Zeitspanne in der Spätphase ihrer Existenz einen letzten Ausbruch nuklearer Fusionsreaktionen durchlaufen. Diese Phase wird auch als Asymptotischer Riesenast (englisch „Asymptotic giant branch“, kurz „AGB“) bezeichnet. Der Name leitet sich aus der Position solcher Sterne im Hertzsprung-Russell-Diagramm ab – einer Grafik, in der die Helligkeit von Sternen gegen ihre Spektralfarbe aufgetragen wird. Aus diesem Diagramm lässt sich dann das aktuelle Entwicklungsstadium eines Sterns ablesen.

Im Rahmen der dabei ablaufenden Prozesse wird ein Großteil der Masse dieser AGB-Sterne in Form von Gas in das umgebende Weltall abgestoßen. Für einen kurzen Zeitraum wird die abgestoßene Materie durch die starke ultraviolette Strahlung des Sternes zum Leuchten angeregt und bildet einen Planetarischen Nebel.

Aus dieser Materie bilden sich schließlich im Rahmen der bei einer Sternentstehung ablaufenden Prozesse die nächsten Generationen von Sternen. Dieser Zyklus des Massenverlustes und der Neuentstehung ist entscheidend für die Erklärung der Entwicklung der chemischen Zusammensetzung des Universums. Dieser Prozess liefert ebenfalls das Material, welches für die Bildung von Planeten und für die Entstehung von organischen Verbindungen notwendig ist.

Bei seiner Suche nach Hinweisen auf die AGB-Phase von Sternen in älteren Fachartikeln stieß der Astronom Simon Campbell, ein Experte für Sternentwicklungstheorien am Zentrum für Astrophysik der Monash University in Melbourne/Australien, jedoch auf einige Ungereimtheiten. Anscheinend, so seine Schlussfolgerung, scheinen einige Sterne einem anderen Entwicklungsweg zu folgen, bei dem sie die AGB-Phase überspringen und sich direkt zu Weißen Zwergen entwickeln.

„Für einen Wissenschaftler, der sich mit den Modellen der Sternentwicklung befasst, klingen solche Vermutungen verrückt! Nach unseren Modellen durchlaufen alle Sterne die AGB-Phase. Ich habe alle alten Publikationen noch einmal überprüft und dabei herausgefunden, dass diese Annahme nie wirklich angemessen untersucht wurde. Ich habe mich daher dazu entschlossen, selbst Untersuchungen durchzuführen, obwohl ich nur sehr wenig Erfahrung mit Beobachtungen hatte.“ Mit Hilfe des Very Large Telescope (kurz „VLT“) der europäischen Südsternwarte ESO untersuchten Campbell und sein Team daraufhin sehr sorgfältig das Licht, welches von den Sternen des Kugelsternhaufens NGC 6752 ausgeht.

Der im südlichen Sternbild Pfau (lat. „Pavo“) gelegene Kugelsternhaufen NGC 6752 wurde im Jahr 1826 von dem schottischen Astronomen James Dunlop entdeckt. Er verfügt über eine scheinbare Helligkeit von 5,4 mag und einen Winkeldurchmesser von 20 Bogenminuten. Der Sternhaufen besitzt die etwa 160.000fache Masse der Sonne und einen Kerndurchmesser von rund 2,6 Lichtjahren. Die ältesten der mehr als 100.000 in NGC 6752 konzentrierten Sterne verfügen über ein Alter von etwa 13,8 Milliarden Jahren, was dem Alter des Universums entspricht.

Diese gewaltige, kugelförmige Ansammlung uralter Sterne bestehen sowohl aus einer ersten Generation von Sternen, als auch aus einer zweiten Generation, welche zu einem etwas späteren Zeitpunkt entstand. Diese beiden Sternpopulationen unterscheiden sich in ihrem Gehalt an leichten chemischen Elementen wie zum Beispiel Kohlenstoff, Stickstoff oder Natrium. Speziell der Natriumgehalt kann bei Beobachtungen anhand von qualitativ hochwertigen Daten ermittelt werden. Hierfür verwendeten die Astronomen das FLAMES-Instrument, einen hochauflösenden Multi-Objekt-Spektrografen des VLT.

Die Beobachtungsresultate waren für die Astronomen überraschend: Bei allen beobachteten AGB-Sternen handelte es sich um Sterne der ersten Generation, welche über einen niedrigen Anteil an Natrium verfügen. Von den Sternen der zweiten Generation, welche über einen höheren Natriumanteil verfügen, hat sich dagegen kein einziger zu einem AGB-Stern entwickelt. Rund 70 Prozent der von den Astronomen beobachteten Sterne durchliefen somit nicht die letzte Phase der nuklearen Fusionsreaktionen und des dabei erfolgenden Masseverlustes.

„Es hat den Anschein, als ob Sterne natriumarme ‚Nahrung‘ benötigen, um im hohen Alter die AGB-Phase erreichen zu können. Diese Beobachtung ist gleich aus mehreren Gründen von Bedeutung: Die AGB-Sterne sind die hellsten Sterne in Kugelsternhaufen. Es existieren also 70 Prozent weniger dieser hellsten Sterne, als die Theorie vorhersagt. Dies bedeutet wiederum, dass unsere Computermodelle der Sternentwicklung unvollständig sind und korrigiert werden müssen“, so die Schlussfolgerung von Campbell.

Die an der Untersuchung beteiligten Wissenschaftler vermuten, dass ähnliche Ergebnisse auch für andere Sternhaufen gelten und planen deshalb weitere Beobachtungen. Die Astronomen gehen bislang nicht davon aus, dass ein höherer Natriumgehalt die direkte Ursache für das abweichende Verhalten der Sterne darstellt. Allerdings muss der Natriumanteil eng mit der zugrundeliegenden Ursache verknüpft sein, welche zur Zeit allerdings noch ein ungelöstes Rätsel darstellt.

Die hier kurz vorgestellten Ergebnisse von Simon Campbell et al. wurden am 29. Mai 2013 unter dem Titel „Sodium content as a predictor of the advanced evolution of globular Cluster stars“ in der Fachzeitschrift „Nature“ publiziert.

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• Planetarische Nebel
• Weiße Zwerge

Fachartikel von Simon Campbell et al.:

• Sodium content as a predictor of the advanced evolution of globular Cluster stars (Abstract, engl.)

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

Bei einem Kugelsternhaufen handelt es sich um eine Ansammlung von Sternen, welche durch Gravitationskräfte auf engstem Raum aneinander gebunden sind. Diese kugelförmigen Sternansammlungen verfügen typischerweise über Durchmesser von mehreren Dutzend Lichtjahren und beherbergen teilweise deutlich mehr als 100.000 Sterne. Diese Sternhaufen sind dabei wiederum gravitativ an Galaxien gebunden, in deren Halo sie sich bewegen.

Bisher konnten Astronomen in der Umgebung unserer Heimatgalaxie mehr als 150 solcher Kugelsternhaufen entdecken, welche viele der ältesten bekannten Sterne unserer Galaxie beherbergen. Die meisten dieser die Milchstraße umkreisenden Kugelsternhaufen befinden sich von unserem Sonnensystem aus gesehen in Richtung der zentralen Verdickung der Milchstraßenscheibe.

Größere und entsprechend massereichere Galaxien können allerdings von noch deutlich mehr Kugelsternhaufen umkreist werden. Aus der Umgebung der Andromedagalaxie – auch bekannt unter der Bezeichnung Messier 31 – sind so zum Beispiel mehr als 500 dieser Sternhaufen bekannt. Die im Sternbild Jungfrau (lateinischer Name „Virgo“) gelegenen Galaxie Messier 87 wird anscheinend sogar von bis zu 12.000 solcher Kugelsternhaufen umkreist.

Die Beobachtungen der Astronomen zeigen, dass sich die in einem Kugelsternhaufen konzentrierten Sterne alle zur gleichen Zeit und aus der gleichen Ansammlung von interstellaren Materiewolken gebildet haben. Allgemein geschah dies bereits vor üblicherweise etwa 12 bis 13 Milliarden Jahren. Dies datiert die Entstehungsphase dieser Sternhaufen in ein kosmisches Zeitalter, in dem seit dem Urknall, welcher sich vor etwa 13,7 Milliarden Jahren ereignete, erst wenige hundert Millionen Jahre vergangen waren.

Auffällig ist bei Kugelsternhaufen, dass diese nur relativ wenig Gas und Staub enthalten. Allgemein wird davon ausgegangen, dass alles nicht bei der Sternentstehung verbrauchte Material in der Folgezeit entweder durch starke Sternwinde und durch Supernovaexplosionen aus dem Haufen herausgeblasen oder durch gravitative Wechselwirkungen des Sternhaufens mit interstellarer Materie aus diesem herausgerissen wurde. Aus diesem Grund stellen Kugelsternhaufen für Astronomen besonders interessante Beobachtungsobjekte dar.

Der Kugelsternhaufen 47 Tucanae

Ein besonders beeindruckendes Exemplar eines Kugelsternhaufens ist der Haufen 47 Tucanae. Bei diesem Sternhaufen, welcher auch unter der Bezeichnung NGC 104 bekannt ist, handelt es sich um einen besonders großer und alter Kugelsternhaufen, welcher sich in einer Entfernung von rund 15.000 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem in dem südlichen Sternbild Tucana (zu deutsch „Tukan“) befindet.

47 Tucanae verfügt über einen Durchmesser von rund 120 Lichtjahren und ist deshalb trotz seiner großen Entfernung bereits mit dem bloßem Auge am Himmel sichtbar, wobei er sich dem irdischen Betrachter mit einer scheinbaren Helligkeit von 4,9 mag präsentiert und in etwa die gleiche Fläche wie der Vollmond einnimmt. Nach dem Haufen Omega Centauri handelt es sich bei 47 Tucanae um den zweitmassereichsten Kugelsternhaufen im Halo unserer Heimatgalaxie. Er setzt sich aus mehreren Millionen Sternen zusammen und ist einer der hellsten und zugleich massereichsten Kugelsternhaufen überhaupt.

In seinem Zentrum befinden sich viele ungewöhnliche und somit für Astronomen und Astrophysiker besonders interessante Sternsysteme. Bei einigen dieser Sterne handelt es sich um starke Röntgenquellen, aber auch Rote Riesen, diverse veränderliche Sterne und sogenannte „Vampirsterne“, welche Material aus ihrer Umgebung abziehen oder Blaue Nachzügler sind dort vertreten.

Hierzu gesellen sich des weiteren noch diverse Millisekundenpulsare. Hierbei handelt es sich um eine besonders schnell rotierende Version der „normalen“ Pulsare, welche wiederum die Überreste längst vergangener Sterne darstellen. Sie verfügen über ein starkes Magnetfeld und senden während ihrer Rotation eine starke Strahlung aus, welche unseren Heimatplaneten in Form von Pulsen erreicht. Derzeit sind den Astronomen 23 Millisekundenpulsare bekannt, die sich innerhalb von in 47 Tucanae befinden.

Im Rahmen einer Studie, mit welcher kürzlich die Umgebung der Magellanschen Wolken – zweier Zwerggalaxien in unmittelbarer Nähe zu unserer Heimatgalaxie – untersucht wurde, gelangte auch der Kugelsternhaufen 47 Tucanae in den Aufnahmebereich des VISTA-Teleskops der Europäischen Südsternwarte (ESO).

VISTA – dieses Acronym steht für „Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy“ – ist das derzeit größte Teleskop auf unserem Heimatplaneten, welches sich ausschließlich der systematischen Durchmusterung des Nachthimmels widmet. Das Infrarotteleskop befindet sich am Paranal-Observatorium der ESO in Chile und zeigt den südlichen Sternhimmel dank seines großen Hauptspiegels (Durchmesser 4,1 Meter), einem großem Gesichtsfeld und einer hochempfindlichen Kamera mit hohem Lichtsammelvermögen in einem völlig neuen Licht.

Die Aufnahme des Kugelsternhaufens ist besonders scharf und zeigt auch sehr lichtschwache Sterne. Rote Riesensterne, welche den für die Kernfusion zur Verfügung stehenden Brennstoff bereits verbraucht haben und sich daraufhin stark ausgedehnt haben, sind über die gesamte VISTA-Aufnahme verteilt und anhand ihrer tieforangen Farbe, welche sich deutlich von dem hellen weißgelben Leuchten der Hintergrundsterne unterschiedet, leicht auszumachen. Der dichte Kernbereich des Kugelsternhaufens steht in einem starken Kontrast zu seinen dünn besiedelten Außenbereichen. Im Hintergrund sind außerdem die unzähligen Sterne der Kleinen Magellanschen Wolke erkennbar.

Die Untersuchung der im Kugelsternhaufen 47 Tucanae befindlichen kosmischen Objekte könnte den Astronomen dabei helfen zu verstehen, wie sich diese bilden und wie sie miteinander interagieren.

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Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: ESO.

Theoretisch ist die Altersverteilung in Kugelsternhaufen relativ einfach. Alle Sterne sind in etwa so alt, wie der Haufen an sich auch. Das wären bei NGC 6362 rund 10 Milliarden Jahre. Dementsprechend dominieren tatsächlich rote Riesen das Bild dieses Kugelsternhaufens. In etwa sonnengroßen Sterne sollten sich in diesem Alter zu Riesensternen aufgebläht haben. Massereichere Sterne sollte es nicht mehr geben – sie wären nach diesem Zeitraum bereits in einer Supernova explodiert und zu weißen Zwergen, Neutronensternen oder auch schwarzen Löchern geworden. Solche schweren Sterne sind während ihres Lebens sehr heiß und leuchten daher blau. Theoretisch gäbe es also keine blauen Sterne in einem solch alten Sternhaufen.

Praktisch lassen sich jedoch auch in diesem Sternhaufen blaue Sterne entdecken, die offenbar jünger sind als sie sein sollten. Man spricht hier von „blauen Nachzüglern“, weil sie der theoretischen Entwicklung hinterher hinken. Man stellt sich also die Frage, wie diese Sterne so lange überleben konnten. Derzeit gehen die Astronomen davon aus, dass ganz normale alte Sterne eine Art „Frischzellenkur“ erhalten haben. Durch Kollision mit anderen Sternen oder das Abziehen von Materie eines anderen Sterns nahmen Sterne an Masse zu, lange nachdem sie entstanden waren. Durch diesen Mechanismus kommen sie erst sehr spät in ihrem Leben überhaupt dazu, zu einem blauen Riesenstern zu werden oder können durch Massengewinn zumindest länger als normal ein solcher bleiben.

NGC 6362 ist ein vergleichsweise leuchtschwacher und daher unbekannter Kugelsternhaufen im Sternbild Ara (Altar) am Südhimmel. Entdeckt wurde er im Jahr 1826 vom schottischen Astronomen James Dunlop, während er mit seinem 22-cm-Teleskop in Australien den Himmel beobachtete. Heute ist er für die Astronomen aufgrund seiner Sternpopulationen ein interessantes Forschungsobjekt. Die vorliegende Aufnahme der ESO wurde mit dem Wide Field Imager des 2,2-m-Teleskops erstellt, das eine Leihgabe der Max-Planck-Gesellschaft an die ESO ist. Die Aufnahme wurde bereits während der pre-FLAMES-Durchmusterung (1998-2001) erstellt, mit der die Arbeit des FLAMES-Spektrografen am VLT vorbereitet wurde. Im Laufe der Durchmusterung wurden Einzelsterne gesucht, die von FLAMES untersucht werden sollen oder bereits wurden. Die Aufnahme aus der damaligen Durchmusterung wurde jetzt mit einer Detailaufnahme von Hubble kombiniert um genauere Untersuchungen durchführen zu können.

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

Bei einem Kugelsternhaufen handelt es sich um eine Ansammlung von Sternen, welche durch Gravitationskräfte auf engstem Raum gebunden sind. Diese kugelförmigen Sternansammlungen verfügen über Durchmesser von mehreren Dutzend Lichtjahren und beherbergen teilweise deutlich mehr als 100.000 Sterne. Diese Sternhaufen sind dabei wiederum gravitativ an Galaxien gebunden, in deren Halo sie sich bewegen.

Bisher konnten Astronomen in der Umgebung unserer Heimatgalaxie etwa 160 solcher Kugelsternhaufen entdecken. Die meisten dieser die Milchstraße umkreisenden Kugelsternhaufen befinden sich von unserem Sonnensystem aus gesehen in Richtung der zentralen Verdickung der Milchstraßenscheibe. Größere Galaxien können allerdings von noch deutlich mehr Kugelsternhaufen umkreist werden. Aus der Umgebung der Andromedagalaxie – auch als Messier 31 bezeichnet – sind zum Beispiel mehr als 500 dieser Sternhaufen bekannt. Die im Sternbild Jungfrau gelegenen Galaxie Messier 87 wird anscheinend sogar von bis zu 12.000 Kugelsternhaufen umlaufen.

Die Beobachtungen der Astronomen zeigen, dass sich die in einem Kugelsternhaufen konzentrierten Sterne alle zur gleichen Zeit und aus der gleichen Ansammlung von interstellaren Gaswolken gebildet haben. Allgemein geschah dies bereits vor mehr als 10 Milliarden Jahren. Dies datiert die Entstehungsphase dieser Sterne in ein kosmisches Zeitalter, in dem seit dem Urknall erst wenige Milliarden Jahre vergangen waren.

Dementsprechend setzen sich die in einem Kugelsternhaufen angesammelten Sterne hauptsächlich aus den beiden leichtesten im Universum enthaltenen Elementen zusammen – Wasserstoff und Helium. Diese geringe Häufigkeit von schweren Elementen ist einer der Hauptunterschiede zwischen den in Kugelsternhaufen enthaltenen Sternen und Sternen, die zu einem späteren Zeitpunkt entstanden sind, wie zum Beispiel den in offenen Sternhaufen konzentrierten Sternen oder Einzelsternen wie der Sonne.

Die Sterne dieser jüngeren Sterngenerationen – die Sonne wurde zum Beispiel erst vor rund 4,6 Milliarden Jahren „geboren“ – entstanden aus interstellaren Materiekonzentrationen, welche bereits mit schwereren Elementen angereichert waren, so dass diese eine höhere Metallizität aufweisen. Durch die Analyse der unterschiedlich alten Sterne können die Astrophysiker viele neue Erkenntnisse über die Entwicklungsgeschichte des Universums, der Entstehung und Evolution der Sterne sowie der dabei ablaufenden Prozesse gewinnen.

Die heute von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichte Aufnahme des Kugelsternhaufens Messier 55 wurde im infraroten Licht mit dem „Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy“ (übersetzt das „Astronomische Durchmusterungsteleskop für sichtbares und infrarotes Licht“) aufgenommen. Das VISTA-Teleskop, so die gebräuchliche Abkürzung, verfügt über einen Spiegeldurchmesser von 4,1 Metern und befindet sich am Paranal-Observatorium der ESO im Norden Chiles.

Der Kugelsternhaufen befindet sich in einer Entfernung von etwa 17.300 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem im Sternbild Sagittarius („Schütze“). Der Sternhaufen bedeckt eine Fläche von rund 19 Bogenminuten, was in etwa zwei Drittel des Vollmonddurchmessers entspricht. Dabei erreicht Messier 55 eine scheinbare visuelle Helligkeit von +7,42 mag.

Somit kann der auffallend große Sternhaufen auch von Amateurastronomen bereits mit einem kleineren Teleskop oder einem lichtstarken Feldstecher relativ problemlos beobachtet werden. Allerdings ist der Sternhaufen aufgrund seiner südlichen Position am Nachthimmel von Mitteleuropa aus nur schwer aufzufinden. Für eine erfolgreiche Beobachtung ist deshalb ein weiter südlich gelegener Standort zu empfehlen.

Im Inneren des etwa 100 Lichtjahre durchmessenden Sternhaufens konzentrieren sich rund 100.000 Sterne. Entdeckt wurde das Objekt am 16. Juni 1752 von dem französischen Astronomen Nicolas Louis de Lacaille im Rahmen einer in Südafrika durchgeführten Durchmusterung der südlichen Himmelshemisphäre. Der Astronom Charles Messier nahm den Sternhaufen 26 Jahre später unter der Nummer 55 in den allgemein bekannten Messier-Katalog auf. Als „NGC 6809“ ist der Haufen zudem auch in einem weiteren astronomischen Katalog, dem New General Catalogue, aufgelistet.

Zusätzlich zu den Sternen des Kugelsternhaufens Messier 55 zeigt die aktuelle VISTA-Aufnahme der ESO eine Vielzahl von Galaxien, die sich in weit größeren Entfernungen zu unserem Sonnensystem befinden als der Kugelsternhaufen. So ist zum Beispiel rechts und etwas oberhalb der Bildmitte eine besonders auffällige Spiralgalaxie zu erkennen, welche in rötlichen Farben erscheint und die wir direkt von der Seite sehen.

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Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: Niels-Bohr-Institut der Universität Kopenhagen. Vertont von Peter Rittinger.

Die Ältesten unter den Sternen der Milchstraße befinden sich in ihrem kugelförmigen galaktischen Halo. Diese Art „Atmosphäre“ der Milchstraße besitzt einen Durchmesser von etwa 165.000 Lichtjahren. Neben fast ausschließlich älteren, sogenannten Population-II-Sternen, kommen dort noch etwa 150 Kugelsternhaufen, sowie große Mengen Dunkler Materie vor. Anders als die galaktische Scheibe ist der Halo weitgehend staubfrei. Sowohl der Orbit der Population-II-Sterne, als auch der der Kugelsternhaufen, zeichnet sich durch seine starke Neigung gegen die galaktische Ebene aus.

Nach gängiger Vorstellung der Sternentstehung sollten die Halosterne über keine höheren Anteile an Metallen verfügen. Die Metallizität, d. h. die Metallhäufigkeit, ist eine in der Astrophysik gebräuchliche Bezeichnung für die Häufigkeit der schweren chemischen Elemente in Sternen. Als „Metalle“ werden dabei, abweichend von der chemischen Bedeutung dieses Begriffes, meist alle Elemente mit Ausnahme des Wasserstoffs und des Heliums bezeichnet. Die schweren Elemente wurden im Universum erst durch Kernreaktionen in Sternen gebildet (der Nukleosynthese), daher hängt die Metallizität eng mit der Entstehungszeit eines Sternes zusammen. Sterne mit niedriger Metallizität, also die Population-II-Sterne des Halos, sind in einem früheren Entwicklungsstadium des Universums entstanden als erst wenige „Metalle“ vorhanden waren. Demgegenüber sind Sterne mit hoher Metallizität zu einem späteren Zeitpunkt aus der mit schweren Elementen angereicherten „Asche“ früherer Sternengenerationen entstanden.

Aus diesem Grunde überrascht der spektroskopische Nachweis von abnorm hohen Gold-, Platin- und Urananteilen in einigen der Halosterne unserer Milchstraße, die zwar schon länger bekannt, deren Herkunft nichtsdestoweniger ungeklärt blieb. Zwei unterschiedliche Ansichten dominieren in dieser Frage. Ein neuer Erklärungsansatz könnte nun helfen, mehr Klarheit zu schaffen.

In der unmittelbaren Folge des Urknalls, während der sogenannten primordialen Nukleosynthese, die einen Zeitraum ab etwa drei Minuten nach der Anfangssingularität beschreibt, bestand das Universum nach den Vorstellungen des kosmologischen Standardmodells im Wesentlichen aus Dunkler Materie sowie den Elementen Wasserstoff und Helium.

Aus diesen Elementen setzten sich dann auch die Sterne der ersten Generation, die sogenannten Population-III-Sterne, zusammen. In ihrem Inneren erbrüteten sie die ersten schwereren Metalle wie Kohlen- und Sauerstoff. Einmal in Gang gesetzt, bildeten die nach und nach weiter entstehenden Sterne in kosmologisch relativ kurzen Zeitskalen von einigen hundert Millionen Jahren alle natürlichen Elemente des Periodensystems. Als Ergebnis dieser ungeheuren Produktivität, weist unsere Sonne heute eine tausendfach höhere Metallhäufigkeit als ihre Vorgängergenerationen auf.

Nicht so recht ins Bild wollen daher ca. 2% der Sternfossilien im galaktischen Halo passen, die einen für ihr Alter nicht nachvollziehbar hohen Metallanteil aufweisen. Die bis jetzt am intensivsten diskutierte Theorie geht davon aus, dass die Mehrheit dieser alten aber doch metallreichen Sterne die übriggebliebenen Mitglieder früherer enger Binärsysteme darstellen. Ihr jeweiliger Partner ist längst in einer Supernovaexplosion vergangen. Die im Rahmen seines Untergangs in die lokale Umgebung abgegebenen Elemente haben sich wie ein feiner Gold- oder Platinüberzug auf das masseärmere Mitglied des ehemaligen Doppelsternsystems gelegt.

Eine zweite Überlegung sieht eher eine Art „Gießkannenprinzip“ als Verteilungsgrundlage. Auch hierbei spielen Supernovaexplosionen die entscheidende Rolle, allerdings verteilen sie die zuvor erbrüteten Elemente durch Jets in verschiedene Richtungen. Die Metalle lagern sich schließlich in diffusen Gaswolken an, aus denen dann wiederum die heute im Milchstraßenhalo zu beobachtenden Population-II-Sterne kondensierten.

Das möglicherweise entscheidende Indiz zur Klärung der Frage lieferten jetzt drei Sterne dieser rätselhaften 2%. Sie weisen im Gegensatz zum Rest klar definierbare orbitale Bewegungen auf, aus denen sich mit Hilfe numerischer Simulationen nachweisen ließ, dass die große Mehrheit der bekannten 17 metallreichen Halosterne tatsächlich als Einzelsterne angesehen werden muss. Bei lediglich drei Sternen, knapp 20% von ihnen, konnte ein Binärzusammenhang aufgeschlüsselt werden. Ein Ergebnis, des in seiner Gesamtschau gut mit dem allgemein akzeptierten Wert der Milchstraße verträglich ist. Etwa 50% aller Sterne der Milchstraße sind nach dieser Annahme keine Einzelsterne. Allerdings beinhaltet diese Hälfte Sternpopulationen von gravitativen und scheinbaren Doppel- sowie Mehrfachsystemen. Der Wert von reinen Binärsystemen in der Milchstraße wird bei ebenfalls 20% angenommen.

Die generelle Annahme einer Historie als Zweifachsystem kann demzufolge als Erklärung der hohen Metallizität der Halosterne nicht so ohne Weiteres übernommen werden. Weitaus plausibler erscheint die Anreicherung der lokalen Umgebung bzw. Gaswolken aus verschiedenen Richtungen als Folge von Supernovaexplosionen.

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• Metallgehalt von Sternen

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: ESA.

Dazu wurden mehrere Filter für die Advanced Camera for Surveys verwendet und die Einzelaufnahmen zu einem brillanten Farbbild kombiniert. Verwendet wurden Filter im sichtbaren Bereich um 435 bzw. 625 nm sowie infrarot bei 814 nm. Diese Daten wurden in blau, grün und rot umgerechnet und zusammengesetzt. Die Gesamtbelichtungszeit beträgt 1.717 Sekunden.

Kugelsternhaufen sind kompakte Sternansammlungen, deren Mitglieder gewöhnlich zur selben Zeit entstanden sind. Als Ursache für die astronomisch gesehen gleichzeitige Entstehung vieler Sterne in einer kugelförmigen Region werden gewaltige Ereignisse wie Supernovae vermutet. Während die massereichsten Sterne ihren Wasserstoffvorrat schnell „verbrauchen“ und danach selbst zu Novae werden, leuchten andere Sterne gleichmäßig und extrem lange. In Kugelsternhaufen findet man daher auch Sterne, deren Alter 10 Milliarden Jahre überschreitet.

Messier 5 ist ein von Charles Messier 1764 katalogisiertes Objekt in etwa 24.500 Lichtjahren mittlerer Entfernung im Sternbild Schlange. Die mehr als 100.000 Sterne liegen in einem Gebiet von nur 160 Lichtjahren. Aufgrund dieser ungeheuren Kompaktheit sind die gravitativen Einflüsse der Sterne untereinander sehr stark, Bahnen oft instabil.

Für Amateurastronomen sind Kugelsternhaufen beliebte Beobachtungsobjekte. Bereits mit Teleskopen mittlerer Größe kann man unter guten Beobachtungsbedingungen eine Vielzahl einzelner Sterne erkennen.

Mit dem Hubble Space Telescope wurde anhand der neuesten Aufnahme auch eine Vielzahl neu gebildeter, heißer Sterne nachgewiesen. Diese entstehen aus den Überresten von Supernovae, bei denen große Mengen Gas in die Umgebung ausgestoßen werden.

Der Beitrag Neue Aufnahme von Messier 5 erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Hans J. Kemm. Quelle: ESO 1044.

Zusammenstöße von Galaxien sind nichts außergewöhnliches, sie gehören zu den für die Entwicklung des Universums wichtigsten Prozessen. Die Untersuchung solcher Kollisionen liefert wichtige Hinweise über die Vorfahren heutiger Galaxien.
Bei diesem Objekt, Arp 226 oder auch NGC 7252, handelt es sich um 2 kollidierende Galaxien in rund 220 Millionen Lichtjahren Entfernung im Sternbild Wassermann. Es wurde am 26. Oktober 1785 von William Herschel entdeckt. Der Name Arp 226 stammt aus dem Atlas of Peculiar Galaxies, einem astronomischen Katalog. In ihm sind von Halton Arp in den 1960ern 338 ungewöhnliche Galaxien mit photographischen Aufnahmen aufgeführt.

Was die Astronomen jetzt zu sehen bekommen, ist eine Momentaufnahme einer möglichen Verschmelzung, auf der das gesamte Ausmaß des Durcheinanders der Kollision deutlich wird. Als vorläufiges Endergebnis dieses komplexen Zusammenspiels gravitativer Wechselwirkungen sind die deutlich sichtbaren Ausläufer der Galaxien, die aus Strömen von Sternen, Gas und Staub bestehen, zu sehen. Die Aufnahme zeigt außerdem Gas und Sterne, die aus den zusammenstoßenden Galaxien herausgerissen wurden und sich in mehreren Lagen als Hülle um den gemeinsamen Kern gewickelt haben. Während ein großer Teil des Materials in den Weltraum hinaus geschleudert wurde, sind andere Bereiche komprimiert worden.

Solche „merger remnants“ befinden sich noch während oder schon am Ende eines Verschmelzungsprozesses. In dieser Phase wird das vorhandene Gas komprimiert und neue Sterne werden gebildet. Arp 226, auch unter dem Namen „Atoms for Peace Galaxie“ bekannt, ist ebenfalls ein „merger remnant“.

Nach Abschluss des Verschmelzungprozesses bleibt ein dreidimensionales, spheroidisches Gebilde zurück, in dem kaltes Gas kaum mehr zu finden ist sowie eine elliptische Galaxie. Auffallend ist, dass bei Kandidaten für eine Verschmelzung sehr viele Kugelsternhaufen-Bewerber aufzufinden sind. Die Fachleute erwarten, dass diese Kugelstern-Anwärter im Laufe ihres Lebens durch stellare Winde und dynamische Prozesse wie Evaporation und Gezeitenwechselwirkung Masse verlieren, und nach und nach den normalen Kugelsternhaufen der Milchstraße immer ähnlicher werden.

Im rechten Seitenarm von Arp 226, auf dem Bild bei 1.00 Uhr, befindet sich der bisher bekannte größte Sternhaufen, W3. Ob es sich aber hierbei um einen Kugelsternhaufen handelt, ist noch nicht eindeutig geklärt. Angenommen wird, dass dieses Gebilde durch möglicherweise mehrfache Annäherungen der beiden Vor-Galaxien entstanden ist. Es könnte aber auch sein, dass sich dieser Sternhaufen bereits in der Vorzeit gebildet hat, als eine der jetzt zusammengeführten Galaxien sich eine Zwerggalaxie einverleibt hat. Das ist auch ein normaler Prozess, wobei die Begleitgalaxien keine Chance des Entweichens haben.

Nach Informationen aus Astronomenkreisen steht solch ein Prozedere wie Arp 226 unserer Milchstraße auch bevor. Astronomen haben ermittelt, dass die Milchstraße in drei bis vier Milliarden Jahren mit der Andromedagalaxie zusammenstoßen dürfte. Für den Ablauf solch einer angenommenen Kollision können mangels Kenntnis der Raumgeschwindigkeiten und wegen der Komplexität der beim Zusammenstoß ablaufenden Prozesse nur Wahrscheinlichkeitsaussagen gemacht werden.

Sorgen um unsere Sonne muss man sich bei einem möglichen Crash allerdings keine machen: Die Abstände zwischen den einzelnen Sternen innerhalb einer Galaxie sind so groß, dass die Wahrscheinlichkeit sehr gering ist, dass die Sonne während des Verschmelzungsprozesses einen Frontalzusammenstoß mit einem anderen Stern erleiden wird. Es könnte allerdings passieren, dass sie aus dem Verbund der Milchstraße hinausgeschleudert wird. Wenn es dazu doch kommen sollte, dann haben die Wissenschaftler schon einen Namen für das neue Gebilde bestimmt. Milkomeda wurde vorgeschlagen, eine Verschmelzung des englischen Milky Way mit dem griechischen Andromeda.

Verwandte Seiten:

• HI, HII, and R-band Observations of a Galactic Merger Sequence
• Atoms-for-Peace: A Galactic Collision in Action
• 1995JApAS..16..259G

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: Space Sciences Laboratory, University of California, Berkeley. Vertont von Peter Rittinger.

Der 16.000 Lichtjahre entfernte und etwa 150 Lichtjahre durchmessende Kugelsternhaufen Omega Centauri im Sternbild Zentaur umfasst etwa 10 Millionen Sterne und ist außergewöhnlich. Er ist etwa 10-mal massereicher als andere Kugelsternhaufen, die unsere Galaxie umgeben, besteht aus Sternen unterschiedlicher Generationen und enthält wahrscheinlich ein Schwarzes Loch. Damit ist Omega Centauri wohl eher der Überrest einer Zwerggalaxie, die ihre Randsterne bereits verloren hat. Aus Aufnahmen des Wide-Field Infrared Survey Explorer der NASA wurde nun ein Komposit zusammengesetzt, welches besondere Details des Kugelsternhaufens, der auch die Bezeichnung NGC 5139 trägt, zutage treten lässt.

Blau und zyan wurde die Wärmestrahlung von Sternen bei 3,4 µm bzw. 4,6 µm dargestellt, grün signalisiert warmen Staub zwischen den Sternen, der vor allem bei 12 µm leuchtet und seltenes Rot zeigt Objekte mit Emissionen bei 22 µm Wellenlänge.

Bereits Claudius Ptolemäus war Omega Centauri im 2. Jahrhundert bekannt, er hielt das Objekt allerdings für einen Stern. Edmond Halley identifizierte es 1677 als Nebel. Erst in den 1830er Jahren erkannte John Herschel in Omega Centauri einen Kugelsternhaufen, der unsere Galaxie umläuft.

Raumcon:

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• Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE)

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Ein Beitrag von Hans J. Kemm. Quelle: eigene Daten / RaumCon. Vertont von Peter Rittinger.

Der Juli ist der siebte Monat des Jahres im Gregorianischen Kalender. Er hat 31 Tage und ist nach dem römischen Staatsmann Julius Caesar benannt, auf den die Kalenderreform des Jahres 46 v. Chr. zurückgeht.
Die Sternbilder des Tierkreises nehmen im Monat Juli, entsprechend dem Verlauf der Ekliptik, eine horizontnahe Stellung ein. Die Beobachtung von Waage und Schütze ist aufgrund ihrer lichtschwachen Sterne zwar nicht besonders aufregend, aber lohnend ist dagegen ein Blick auf Antares, den hellsten Stern des Skorpions. Das Sternbild liegt in der Nähe des Zentrums der Milchstraße und enthält zahlreiche Sternhaufen und Nebel. Der Anblick des Skorpions im Fernglas ist daher sehr beeindruckend.

Auffällig ist das Sommerdreieck, bestehend aus Deneb (Schwan), Wega (Leier) und Altair (Adler). Es ist nach Einbruch der Dunkelheit über dem südöstlichen Horizont zu sehen. Wega ist der erste Stern, der sich in der Dämmerung bemerkbar macht. Durch die Region des Sommerdreiecks verläuft die Sommermilchstrasse, die im einfachen Fernglas an einem klaren Himmel einen beeindruckenden Anblick bietet. Trotz seiner lichtschwachen Sterne ist zudem das kleine, aber hübsche Sternbild Delfin zwischen Schwan und Adler sehenswert. Es gehört zu den 48 klassischen Sternbildern der Antike, die von Ptolemäus (100-175 n. Chr.) genannt werden. Das Sommerdreieck ist eine einfache, jedoch markante Sternenkonstellation am Sternenhimmel. Es ist kein offizielles Sternbild im Sinne der IAU. In den Sommermonaten ist es die auffälligste Konstellation im Zenit.

Zum Beginn des Monats Juli geht die Sonne gegen 21.42 Uhr unter und um 5.01 Uhr am nächsten Tag schon wieder auf. In der Mitte des Monats Juli geht sie um 21.32 Uhr unter und zeigt sich am nächsten Morgen wieder um 5.15 Uhr. Der Sonnenuntergang am Monatsende ist um 21.10 Uhr.

Der abnehmende Mond geht um 23.45 Uhr auf, seine Beleuchtung beträgt 73%. Am kommenden Morgen kann er noch nach Sonnenaufgang bis 10.30 Uhr aufgefunden werden. Im höchsten Punkt seiner Bahn erlangt er um 5.30 Uhr 37° Höhe im Sternbild Wassermann und durchläuft den erdfernsten Punkt seiner monatlichen Bahn um die Erde. Der Abstand vom Erdmittelpunkt beträgt dann 405.004 km. Der abnehmende Mond erscheint etwas kleiner als üblich. Am 15. Juli steht der zunehmende Mond, 20% beleuchtet, bereits am Nachmittag um 16.45 Uhr im Süden und geht um 23 Uhr im Westen unter. Zum Monatsende geht der abnehmende Mond erst um 22.30 Uhr auf, aber er kann noch nach Sonnenaufgang bis 11.30 Uhr am Morgenhimmel gefunden werden.

Der innerste unserer Planeten kann zur Monatsmitte Juli wieder in der Abenddämmerung für rund 0,5 Stunden gesichtet werden. Merkur, relativ hell, geht um 22.30 Uhr im Westnordwesten unter. Er leuchtet mit -0,5 mag und wandert durch das Sternbild Krebs. Die kleine Merkurscheibe ist zu 79% beleuchtet und ihr Durchmesser beträgt sehr kleine 6″ (Bogensekunden).

Am Monatsanfang Juli fällt die Venus, – 4,1 mag, unmittelbar bei Sonnenuntergang auf und ist dann bis gegen 23.45 Uhr am Abendhimmel zu bewundern. Mit zunehmender Dämmerung strahlt der Planet scheinbar immer heller. Unser innerer Nachbarplanet dominiert den Abendhimmel bis 23.45 Uhr, wo er im Westnordwesten untergeht. Auch in der Monatsmitte fällt die Venus unmittelbar bei Sonnenuntergang auf und ist für rund 2 Stunden am Abendhimmel zu bewundern. Die Venusscheibe ist zu 65% beleuchtet und ihr Durchmesser beträgt 17″. Unser innerer Nachbarplanet dominiert den Abendhimmel am Ende des Monats bis 22.30 Uhr, wo er dann im Westen untergeht.

Der rote Planet Mars zeigt sich Anfang Juli für 2 Stunden im Westnordwesten am Abend. Er ist zu dem Zeitpunkt 1,4 mag hell und befindet sich im Sternbild Löwe. In der Mitte des Monats Juli ist der Mars am Abend nur für 1,5 Stunden im Westen zu sehen. Mars beehrt uns nur noch kurz am Abendhimmel. Am 31. Juli ist der Mars am Abend für 1 Stunde im Westen zu sehen, er zeigt eine Helligkeit von 1,5 mag auf. Der Winkelabstand von der Sonne beträgt 53°.

Saturn ist Anfang Juli am späten Abend der Renner für Spechtler. Der Ringplanet verschwindet gegen 1 Uhr im Westen. Saturn mit 1,1 mag hält sich im Sternbild Jungfrau auf. Mitte Juli verabschiedet sich der Saturn schnell vom Abendhimmel. Er ist nur für 2 Stunden bis Mitternacht im Westen zu sehen. Bereits um 23.00 verabschiedet sich der Saturn am 31. Juli im Westen.

Am 1. Juli zeigt sich der Riesenplanet Jupiter im Osten ab 0.45 Uhr und kann dann im Sternbild Fische gefunden werden. In der Nacht vom 1. auf den 2. Juli um 2.10 Uhr beginnt Io direkt vor der Jupiterscheibe durchzulaufen. Um 3.01 Uhr verlässt der kleine Schatten von Io den Gasriesen Jupiter. Zur Mitte des Monats zeigt sich Jupiter bereits um Mitternacht im Osten des Nachthimmels. Am 31. Juli geht er am späten Abend um 23 Uhr im Osten auf. Der Gasplanet kulminiert morgens um 5 Uhr in 40° Höhe. Jupiter ist -2,7 mag hell und befindet sich im Sternbild Fische.

Ab dem 5. Juli sind die Alpha-Capricorniden aktiv. Ihr Maximum haben sie aber erst am 30. Juli. Bei diesem Strom kann man zwar nur bis zu zwölf Meteore in der Stunde sichten. Doch die hellen Schnuppen ziehen sehr langsam über den Himmel und sind gut zu beobachten. Sie strömen aus dem Sternbild Steinbock, das im Juli etwa um 11.00 Uhr abends im Südosten aufgeht.

Um den 20. Juli beginnt der berühmte Perseiden-Schauer. Zum Maximum fliegen hier hundert bis dreihundert Schnuppen pro Stunde – doch das ist erst am 12. August. Aber auch Ende Juli kann man schon einige Perseiden finden. Bis zum 24. August werden diese berühmten Schnuppen immer wieder aufblitzen.
Am 31. Juli könnten ab dem späten Abend ganz vereinzelt Sternschnuppen der südlichen Delta-Aquariiden am Himmel gesichtet werden. Der Radiant der schnellen Sternschnuppen liegt nachts von 23.00 bis 4.30 Uhr knapp über dem Horizont im Sternbild Wassermann. In dieser Zeit wird der Himmel durch den Mond erhellt. 

Als Sternbild des Monats betrachten wir den Skorpion. Der Skorpion ist eines der imposantesten Sternbilder am südlichen Nachthimmel. Die helleren Sterne bilden die klar erkennbare Gestalt eines Skorpions mit Scheren und Stachel.

Laut griechischer Mythologie brachte der Himmelsjäger Orion mit seinem ausufernden Jagdtrieb Artemis, die Göttin der Jagd, in Rage. Sie setze darauf hin einen Skorpion auf ihn an, dessen Giftstachel den Jäger zur Strecke brachte. Passend zu dieser Geschichte geht das Sternbild des Skorpions im Osten auf, sobald Orion im Westen untergeht und somit die Unterwelt betritt.

Hellster Stern im Sternbild ist Antares mit einer Helligkeit von 1,06 mag. Im Arabischen trägt Antares den Namen „Herz des Skorpions“. Antares bedeutet soviel wie „dem Ares (Mars) entgegengesetzt“. Der Gegenmars erscheint wie sein namensgebender Planet in orange-rötlicher Farbe. Auch die scheinbare Helligkeit der Objekte ist oft vergleichbar. Der rote Riesenstern Antares ist etwa 600 Lichtjahre von uns entfernt. Entsprechend seiner Farbe ist seine Oberfläche relativ kühl (3.400 Kelvin); im sichtbaren Bereich des Lichts strahlt er etwa 10.000 Mal heller als die Sonne. Berücksicht man auch noch die im Infraroten abgestrahlte Energie, so besitzt er sogar die 65.000-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Antares ist ein Doppelsternsystem, in einem Abstand von 2,4 Bogensekunden befindet sich ein Begleiter der 6. Größenklasse.

Im Skorpion ist eine Vielzahl von nebligen Objekten sichtbar. Unmittelbar östlich des hellen Sterns Antares befindet sich der 6.000 Lichtjahre entfernte Kugelsternhaufen M 4. Er ist bereits mit dem Fernglas als nebliger Fleck zu erkennen. Mit einem Teleskop ab 10 cm Öffnung werden Einzelsterne sichtbar.

Nicht weit nördlich von Antares und daher ebenfalls leicht zu finden ist der Kugelsternhaufen M 80. Aufgrund seiner Entfernung von 36.000 Lichtjahren wird er erst in Teleskopen ab 6 cm Öffnung sichtbar. Der offene Sternhaufen M 6 ist etwa 2.000 Lichtjahre entfernt. Im Fernglas werden etwa 70 Sterne sichtbar. Aufgrund seiner Form wird der Sternhaufen auch „Schmetterlingsnebel“ genannt. Der 800 Lichtjahre entfernte offene Sternhaufen M 7 enthält etwa 80 Sterne, die heller als die 10. Größenklasse sind. M 6 und M 7 zählen zu den beeindruckendsten offenen Sternhaufen, die von Europa aus sichtbar sind.

Am 2. Juli erreicht der Komet C/2009 R1 (McNaught) in 0,40 AE Sonnendistanz sein Perihel. Der Komet mit seinem mehrere Grad langen Gasschweif und einem schwachen Staubschweif, wird bereits seit etwa 3 Wochen nicht mehr heller. Aufgrund der immer mehr abnehmenden Horizonthöhe endet die Sichtbarkeitsperiode sehr schnell. Aber es gibt noch die Chance, den Kometen während der totalen Sonnenfinsternis am 11.07.2010 im Südpazifik in der Nähe der Sonne zu erspähen.

Tagesaktuelle Termine und Ereignisse stehen im Astronomiekalender.

Der Beitrag Sternenhimmel im Juli erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Hans J. Kemm. Quelle: Raumfahrer.net. Vertont von Peter Rittinger.

Der Mai ist der fünfte Monat des Jahres im gregorianischen Kalender und ist nach Iupiter Maius benannt, dem römischen Gott des Frühlings und des Wachstums.

Das Band der Milchstraße ist im Mai nur schwach zu erkennen, da es flach am nördlichen Horizont liegt. Die großen Wintersternbilder und damit auch deren hervorragende Hauptsterne haben sich verabschiedet und überlassen jetzt den weniger hellen, aber trotzdem auffallenden Frühlingssternbildern die Bühne.

Der Große Bär und die Jagdhunde stehen im Mai im Zenit. Im Nordosten zeigen sich die Sternbilder Schwan und Leier und kündigen den nahenden Sommer an. Bootes, Nördliche Krone und Herkules sieht man über dem Osthorizont. Im Süden dominieren Haar der Berenike, Waage, Jungfrau, Rabe und Becher. Im Westen kann der Himmelsbetrachter die Sternbilder Krebs und Löwesehen und im Nordwesten erkennt man den Luchs, die Zwillinge und den Fuhrmann.
Klar und unübersehbar ist das Frühlingsdreieck am südlichen Horizont. Es besteht aus den drei Sternen Regulus (a Leonis) +1,36 mag im Löwen, Arktur (a Boötis) -0,05 mag im Bootes und Spika (a Virginis) +0,92 mag in der Jungfrau. Östlich von Regulus sind mit optischer Verstärkung die Galaxien M 95, M 96 und M 105 zu sehen. Nordwestlich von Arktur ist bereits mit bloßem Auge der Kugelsternhaufen M 3 zu sehen, außerdem der Doppelstern epsilon Boo (a 9372), mit dem schönen Namen Pulcherrima. Der K0-Riese von +2,7 mag und sein A2V Begleiter mit +5,12 mag lassen sich in Teleskopen mit guter Optik trennen. Der Kontrast der Farben macht dieses Paar zu einem interessanten Beobachtungsobjekt. Die beiden Sterne umkreisen einander mit einer Periode von 153 Jahren. Westlich von Spika ist mit +8,3 mag der Sombreronebel (M 104) zu bestaunen.

Merkur, der innerste der Planeten in unserem Sonnensystem, bleibt, wegen der jahreszeitlich bedingten flachen Lage der Ekliptik am Morgenhimmel, für uns unbeobachtbar.
Die Venus zeigt sich als -4,0 mag heller Abendstern. Am 16. Mai zieht die schmale Sichel des zunehmenden Mondes in einem geringem Abstand an der Venus vorüber. Die Helligkeit des roten Planeten Mars nimmt im Verlauf des Monats Mai von 0,7 auf 1,1 mag ab und er geht jeden Tag etwas früher unter, sodass er ab Monatsmitte ab Mitternacht nicht mehr zu sehen ist.

Jupiter kann am Morgenhimmel tief über dem Südost-Horizont beobachtet werden. Der Gasriese steigert seine Helligkeit von -2,1 auf -2,3 mag. Saturn beendet Ende Mai seine Opposition und zieht sich aus der zweiten Nachthälfte zurück, seine Helligkeit geht im Laufe des Monats von 0,8 auf 1,0 mag zurück.

Vom 11. bis zum 25. Mai kann der Komet C/2009 R1 (McNaught) ohne den störenden Einfluss des Mondes cirka 2 Stunden vor Sonnenaufgang am Morgenhimmel rund 15° über dem Osthorizont beobachtet werden.

Am 6. Mai haben die Eta-Aquariden ihr Aktivitätsmaximun mit 60 ZHR. Der Ursprung geht auf den Kometen 1/P Halley zurück. Diese mit 66 km/s ziemlich schnellen Meteore sind aus dem südlichen Bereich gut zu beobachten. Die Nächte werden schon merklich kürzer als im Vormonat April. Die Abenddämmerung beginnt am Monatsanfang gegen 22.18 Uhr, zur Monatsmitte gegen 22.58 Uhr und am Monatsende gegen 23.29 Uhr. Sonnenaufgang am 1. Mai ist um 5.48 Uhr. Am 15. Mai geht die Sonne um 5.24 Uhr auf und am Monatsende um 5.06 Uhr.

Am 1. Mai geht der abnehmende Mond um 23½ Uhr auf und befindet sich im Sternbild Skorpion. Der Mond ist noch zu 92% beleuchtet. In den Nachtstunden steht er 14° hoch im Süden. Am 15. Mai zeigt der Mond seine sehr schmale, nur 17.9 Stunden alte Sichel erstmals nach Neumond tief in der hellen Abenddämmerung. Sie ist nur zu 0,7% beleuchtet. Der Mond steht bei Sonnenuntergang nur wenig über dem Horizont. Am Monatsende geht der Mond bereits in der Abenddämmerung auf und leuchtet bis zum Sonnenaufgang. Den höchsten Punkt seiner nächtlichen Bahn erreicht er mit einer Höhe von 15° um 3 Uhr im Sternbild Schütze.

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