Quelle: ESO Organisation Release eso2308de, 16. Mai 2023.

Einige verheerende Ereignisse im Universum, wie die Kollision von schwarzen Löchern oder Neutronensternen, erzeugen Gravitationswellen, d. h. Wellen in der Struktur von Raum und Zeit. Observatorien wie das Laser-Interferometer-Gravitationswellen-Observatorium (LIGO) und das www.virgo-gw.eu sind darauf ausgelegt, diese Wellen zu entdecken. Aber sie können weder ihren Ursprung genau bestimmen noch das flüchtige Licht erkennen, das bei den Kollisionen zwischen Neutronensternen und schwarzen Löchern entsteht. BlackGEM ist darauf ausgerichtet, große Bereiche des Himmels schnell zu scannen, um im sichtbaren Licht präzise nach Gravitationswellenquellen zu suchen.

„Mit BlackGEM wollen wir die Untersuchung kosmischer Ereignisse sowohl mit Gravitationswellen als auch mit sichtbarem Licht erweitern“, erklärt Paul Groot von der Radboud-Universität in den Niederlanden, der das Projekt leitet. „Die Kombination von beidem sagt uns viel mehr über diese Ereignisse als nur das eine oder das andere.“

Indem sie sowohl Gravitationswellen als auch ihre sichtbaren Gegenstücke aufspüren, können Astronom*innen die Art der Gravitationswellenquellen und ihre genaue Position bestimmen. Die Verwendung von sichtbarem Licht ermöglicht auch detaillierte Beobachtungen der Prozesse, die bei diesen Verschmelzungen ablaufen, wie z. B. die Bildung von schweren Elementen wie Gold und Platin.

Bislang wurde jedoch nur ein sichtbares Gegenstück zu einer Gravitationswellenquelle entdeckt. Darüber hinaus können selbst die fortschrittlichsten Gravitationswellendetektoren wie LIGO oder Virgo ihre Quellen nicht genau identifizieren. Bestenfalls können sie den Standort einer Quelle auf ein Gebiet von etwa 400 Vollmonden am Himmel eingrenzen. BlackGEM wird solch große Regionen mit einer ausreichend hohen Auflösung effizient abtasten, um Gravitationswellenquellen mit sichtbarem Licht zuverlässig zu orten.

Die drei Teleskope, aus denen BlackGEM besteht, wurden von einem Konsortium von Universitäten gebaut: der Radboud University, der Netherlands Research School for Astronomy und der KU Leuven in Belgien. Die Teleskope haben jeweils einen Durchmesser von 65 Zentimetern und können verschiedene Bereiche des Himmels gleichzeitig untersuchen. Letztendlich möchten die zusammenarbeitenden Institute die Anlage auf 15 Teleskope erweitern, um die Abdeckung noch weiter zu verbessern. BlackGEM wird am La-Silla-Observatorium der ESO in Chile betrieben und ist damit die erste Anlage ihrer Art auf der Südhalbkugel der Erde.

„Trotz des bescheidenen Primärspiegels von 65 Zentimetern gehen wir so tief wie manche Projekte mit viel größeren Spiegeln, weil wir die hervorragenden Beobachtungsbedingungen auf La Silla voll ausnutzen“, sagt Groot.

Sobald BlackGEM eine Quelle von Gravitationswellen genau identifiziert hat, können größere Teleskope wie das Very Large Telescope der ESO oder das künftige Extremely Large Telescope der ESO detaillierte Folgebeobachtungen durchführen, die dazu beitragen werden, Aufschluss über einige der extremsten Ereignisse im Kosmos zu erhalten.

Neben der Suche nach den optischen Gegenstücken zu den Gravitationswellen wird BlackGEM auch Durchmusterungen des Südhimmels durchführen. Der Betrieb ist vollständig automatisiert, so dass die Anlage schnell „flüchtige“ astronomische Ereignisse aufspüren und beobachten kann, die plötzlich auftauchen und schnell wieder aus dem Blickfeld verschwinden. Dadurch erhalten Astronom*innen einen tieferen Einblick in kurzlebige astronomische Phänomene wie Supernovae, die gewaltigen Explosionen, die das Ende des Lebens eines massereichen Sterns markieren.

„Dank BlackGEM hat La Silla nun das Potenzial, einen wichtigen Beitrag zur Erforschung kurzlebiger Phänomene zu leisten“, ergänzt Ivo Saviane, Standortleiter am La-Silla-Observatorium der ESO. „Wir erwarten von diesem Projekt viele herausragende Ergebnisse, die die Attraktivität des Standorts sowohl für die wissenschaftliche Gemeinschaft als auch für die breite Öffentlichkeit erhöhen werden.“

Weitere Informationen
Das BlackGEM-Konsortium umfasst: NOVA (Netherlands Research School for Astronomy, die nationale niederländische Forschungsallianz für Astronomie zwischen der Universität Amsterdam, der Universität Groningen, der Universität Leiden und der Radboud-Universität); die Radboud-Universität, Niederlande; die KU Leuven, Belgien; das Weizmann-Institut, die Hebräische Universität Jerusalem und die Universität Tel Aviv, Israel; die Universität Manchester und das Armagh Observatorium und Planetarium, Vereinigtes Königreich; die Texas Tech University, die University of California in Davis und das Las Cumbres Observatorium, USA; die Universität Potsdam, Deutschland; die Dänische Technische Universität, Dänemark; die Universität von Barcelona, Spanien; und die Universität von Valparaíso, Chile.

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.

Mit der BlackGEM-Anlage können große Bereiche des Himmels schnell nach einer Quelle abgesucht werden, die Gravitationswellen ausgesandt hat, die von LIGO und Virgo entdeckt wurden. Die Teleskope wurden von einem Konsortium von Universitäten gebaut: der Netherlands Research School for Astronomy, der KU Leuven in Belgien und der Radboud University.

Links

• BlackGEM auf den ESO-Webseiten
• BlackGEM-Webseiten
• ESO-Teleskope beobachten erstes Licht einer Gravitationswellen-Quelle (Pressemitteilung)

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Quelle: ESON.

Als Teil der weltweiten Anstrengungen, erdnahe Objekte zu erfassen und zu identifizieren, hat das Test-Bed Telescope 2 (TBT2) der Europäischen Weltraumorganisation einen Technologieprototypen am La Silla-Observatorium der ESO in Chile in Betrieb genommen. Zusammen mit seinem Partnerteleskop der nördlichen Hemisphäre wird TBT2 den Himmel nach Asteroiden absuchen, die eine Gefahr für die Erde darstellen könnten, und dabei Hard- und Software für ein zukünftiges Teleskopnetzwerk testen.

„Um das Risiko von potenziell gefährlichen Objekten im Sonnensystem berechnen zu können, müssen wir zunächst eine Zählung dieser Objekte durchführen. Das TBT-Projekt ist ein Schritt in diese Richtung“, sagt Ivo Saviane, der Standortleiter des La Silla-Observatoriums der ESO in Chile.

Das Projekt, eine Zusammenarbeit zwischen der Europäischen Südsternwarte (ESO) und der Europäischen Weltraumorganisation (ESA), „ist ein Prüfstand, um die Fähigkeiten zu erproben, die erforderlich sind, um erdnahe Objekte mit demselben Teleskopsystem zu entdecken und zu verfolgen“, sagt Clemens Heese, Leiter der Sektion Optische Technologien der ESA, der dieses Projekt verantwortet.

Das 56-cm-Teleskop am ESO-Standort La Silla und sein baugleiches Gegenstück TBT1 an der ESA-Bodenstation Cebreros in Spanien werden als Vorläufer des geplanten „Flyeye“-Teleskopnetzwerks [1] fungieren, einem eigenständigen Projekt, das die ESA zur Durchmusterung und Verfolgung sich schnell bewegender Objekte am Himmel entwickelt. Dieses zukünftige Netzwerk wird vollständig robotergesteuert sein; eine Software wird die Planung der Beobachtungen in Echtzeit durchführen und schließlich die Positionen und weitere Informationen über die entdeckten Objekte melden. Das TBT-Projekt soll zeigen, dass die Software und die Hardware wie erwartet funktionieren.

„Mit dem Beginn der Beobachtungen von TBT2 auf La Silla wird das Beobachtungssystem in der vorgesehenen Zwei-Teleskop-Konfiguration arbeiten und damit endlich die Ziele des Projekts erfüllen“, ergänzt Heese.

Obwohl wirklich zerstörerische Asteroideneinschläge auf der Erde extrem selten auftreten, sind sie nicht undenkbar. Die Erde wird seit Milliarden von Jahren regelmäßig von großen und kleinen Asteroiden bombardiert. Der Meteor von Tscheljabinsk im Jahr 2013, bei dem etwa 1600 Menschen verletzt wurden, die meisten durch umherfliegende Splitter und Glasscherben, hat das Bewusstsein der Öffentlichkeit für die Bedrohung durch erdnahe Objekte weiter geschärft. Größere Brocken richten mehr Schaden an, sind aber glücklicherweise leichter zu erkennen, wobei die Bahnen der bekannten großen Asteroiden bereits gründlich untersucht sind. Es wird jedoch davon ausgegangen, dass es eine große Anzahl kleinerer, noch unentdeckter Objekte gibt, von denen wir nichts wissen und die ernsthafte Schäden anrichten könnten, wenn sie ein bewohntes Gebiet treffen würden.

An dieser Stelle kommen das TBT und das zukünftig geplante Netzwerk von Facettenaugen-Teleskopen ins Spiel. Sobald das Netzwerk voll einsatzfähig ist, wird es den Nachthimmel nach sich schnell bewegenden Objekten absuchen können und stellt damit einen bedeutenden Fortschritt in der Fähigkeit Europas dar, potenziell gefährliche erdnahe Objekte zu erkennen.

TBT ist Teil einer laufenden, organisationsübergreifenden Initiative, die darauf abzielt, ein vollständigeres Bild dieser Objekte und der von ihnen ausgehenden potenziellen Gefahren zu erstellen. Dieses Projekt baut auf dem früheren Engagement der ESO zum Schutz der Erde vor potenziell gefährlichen erdnahen Objekten auf. Sowohl die ESO als auch die ESA sind in dem von den Vereinten Nationen unterstützten internationalen Asteroidenwarnnetzwerk aktiv. Viele Beobachtungen dieser Objekte wurden bereits mit den Teleskopen der ESO durchgeführt. Das New Technology Telescope (NTT) der ESO auf La Silla wurde zum Beispiel für die Beobachtung kleiner erdnaher Asteroiden zur Unterstützung des europäischen Projekts NEOShield-2 eingesetzt.

Die laufende interorganisatorische Zusammenarbeit zwischen ESO und ESA ist besonders wichtig für die Untersuchung erdnaher Objekte. Während TBT das erste Teleskopprojekt ist, das im Rahmen einer Kooperationsvereinbarung zwischen den beiden Organisationen realisiert wird, hilft die ESO der ESA bereits seit 2014 bei der Verfolgung potenziell gefährlicher Himmelskörper, indem sie ihr Very Large Telescope (VLT) am Paranal-Observatorium zur Beobachtung sehr lichtschwacher Objekte einsetzt. Diese Bemühungen zusammen sind ein bedeutender Fortschritt für die weltweite Suche und das Management von Asteroiden. Sie haben sich bereits als nützlich erwiesen, um Kollisionen von Asteroiden mit der Erde auszuschließen.

Die Installation und das erste Licht von TBT2 am La Silla-Observatorium der ESO wurde unter strengen Gesundheits- und Sicherheitsbedingungen durchgeführt. Die Observatorien der ESO hatten im vergangenen Jahr aufgrund der COVID-19-Pandemie ihren Betrieb vorübergehend eingestellt, haben aber seitdem die wissenschaftlichen Beobachtungen unter Einschränkungen wieder aufgenommen, die die Sicherheit und den Schutz aller Personen an den Standorten gewährleisten.

Endnoten
[1] „Flyeye“, wörtlich übersetzt „Fliegenauge“ ist auf Deutsch auch als „Facettenauge“ bekannt.

Weitere Informationen
Die Europäische Südsternwarte (engl. European Southern Observatory, kurz ESO) ist die führende europäische Organisation für astronomische Forschung und das wissenschaftlich produktivste Observatorium der Welt. Die Organisation hat 16 Mitgliedsländer: Belgien, Dänemark, Deutschland, Finnland, Frankreich, Großbritannien, Irland, Italien, die Niederlande, Österreich, Polen, Portugal, Spanien, Schweden, die Schweiz und die Tschechische Republik. Hinzu kommen das Gastland Chile und Australien als strategischer Partner. Die ESO ermöglicht astronomische Spitzenforschung, indem sie leistungsfähige bodengebundene Teleskope entwirft, konstruiert und betreibt. Auch bei der Förderung internationaler Zusammenarbeit auf dem Gebiet der Astronomie spielt die Organisation eine maßgebliche Rolle.

Die ESO verfügt über drei weltweit einzigartige Beobachtungsstandorte in Chile: La Silla, Paranal und Chajnantor. Auf dem Paranal betreibt die ESO mit dem Very Large Telescope (VLT) das weltweit leistungsfähigste Observatorium für Beobachtungen im Bereich des sichtbaren Lichts und zwei Teleskope für Himmelsdurchmusterungen: VISTA, das größte Durchmusterungsteleskop der Welt, arbeitet im Infraroten, während das VLT Survey Telescope (VST) für Himmelsdurchmusterungen ausschließlich im sichtbaren Licht konzipiert ist. Die ESO ist außerdem einer der Hauptpartner bei zwei Projekten auf Chajnantor, APEX und ALMA, dem größten astronomischen Projekt überhaupt. Auf dem Cerro Armazones unweit des Paranal errichtet die ESO zur Zeit das European Extremely Large Telescope (E-ELT) mit 39 Metern Durchmesser, das einmal das größte optische Teleskop der Welt werden wird.

Die Europäische Weltraumorganisation (engl. European Space Agency, kurz ESA) ist das Tor Europas zum Weltraum. Die ESA ist eine 1975 gegründete zwischenstaatliche Organisation, deren Aufgabe es ist, die Entwicklung der europäischen Raumfahrtkapazitäten zu entwickeln und sicherzustellen, dass Investitionen in die Raumfahrt den Bürgern Europas und der Welt zugutekommen. Die ESA hat 22 Mitgliedsstaaten: Belgien, Dänemark, Deutschland, Estland, Finnland, Frankreich, Griechenland, Irland, Italien, Luxemburg, die Niederlande, Norwegen, Österreich, Polen, Portugal, Rumänien, Schweden, die Schweiz, Spanien, die Tschechische Republik, Ungarn und das Vereinigte Königreich. Slowenien ist ein assoziiertes Mitglied.

Die ESA hat eine formelle Zusammenarbeit mit sieben Mitgliedstaaten der EU aufgebaut. Kanada nimmt im Rahmen eines Kooperationsabkommens an einigen ESA-Programmen teil. Durch die Koordinierung der finanziellen und intellektuellen Ressourcen ihrer Mitglieder kann die ESA Programme und Aktivitäten durchführen, die weit über die Möglichkeiten eines einzelnen europäischen Landes hinausgehen. Sie arbeitet insbesondere mit der EU bei der Umsetzung der Programme Galileo und Copernicus sowie mit Eumetsat bei der Entwicklung von meteorologischen Missionen zusammen.

Die ESA entwickelt die Trägerraketen, Raumfahrzeuge und Bodeneinrichtungen, die notwendig sind, damit Europa an der Spitze der weltweiten Raumfahrtaktivitäten steht. Heute entwickelt und startet sie Satelliten für Erdbeobachtung, Navigation, Telekommunikation und Astronomie, schickt Sonden in die Weiten des Sonnensystems und arbeitet an der Erforschung des Weltraums durch den Menschen mit. Die ESA verfügt auch über ein starkes Anwendungsprogramm, das Dienste in den Bereichen Erdbeobachtung, Navigation und Telekommunikation entwickelt.

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

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• ESO

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Ein Beitrag von Roman van Genabith. Quelle: ESO.

Der Stern HIP 11815, der eine große Ähnlichkeit zu unserer Sonne aufweist, könnte einen Trabanten haben, der etwa unserem Jupiter entspricht. Zu diesem Schluss kommt ein internationales Astronomenteam nach Beobachtungen mit dem 3,6-Meter-Teleskop der ESO.

Bislang werden zumeist Exoplaneten detektiert, die deutlich größer als unsere Erde sind und ihre Zentralgestirne in geringen Distanzen umlaufen. Das hat mit den verfügbaren Messmethoden zu tun, die zunächst hauptsächlich auf Planeten weit jenseits der Jupitergröße ansprachen. Noch immer ist der Nachweis von Planeten in größeren Sonnendistanzen schwierig. Inzwischen können auch Gesteinsplaneten angemessen werden, jedoch handelt es sich hier bislang fast immer um sogenannte Supererden mit einem mehrfachen Erddurchmesser.

Zwar sind inzwischen zahllose jupiterähnliche Planeten in verschiedensten Entfernungen zu ihrem Mutterstern bekannt, die nun entdeckte Konstellation bei HIP 11815 weist allerdings die bisher größte Ähnlichkeit zu unserem System auf. Hierbei wurde die Existenz des vermuteten Gasriesen durch das leichte Zittern des Zentralsterns entdeckt. Da die Inklination der Planetenbahn nicht bekannt ist, lässt sich lediglich sein Mindestdurchmesser bestimmen.

Die Anwesenheit von Planeten in der Größe und Entfernung zur Sonne, wie sie der Jupiter aufweist, könnte nach aktuellen Theorien eine bedeutsame Rolle für die Begünstigung der Entstehung lebensfreundlicher Umgebungen in einem System spielen. So stabilisierte womöglich Jupiter während und nach der Entstehung unseres Sonnensystems den Asteroidengürtel und verhindert durch seine Schwerkraft ein Asteroidenbombardement der inneren Planeten.

Diese Annahme leitete das unter brasilianischer Führung arbeitende Forscherteam bei ihrer Beobachtung sonnenähnlicher Sterne mit dem HARPS-Instrument (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) am 3,6-Meter-Teleskop der ESO, das zum La-Silla-Observatorium der ESO in rund 2.400 Metern Höhe in den chilenischen Anden gehört.

Auch der Zentralstern des Systems weist Parallelen zu unserer Sonne auf. Er hat eine vergleichbare Masse, ungefähr das selbe Alter und eine ähnliche chemische Zusammensetzung. Letztere könnte auf die Existenz weiterer Gesteinsplaneten im inneren System hinweisen.

Jorge Melendez von der Universidade de Sao Paulo in Brasilien, Leiter des internationalen Forscherteams, zeigt sich begeistert sowohl über die Entdeckung, als auch die Möglichkeiten des ESO. „Die Suche nach einer Erde 2.0 und nach einem kompletten Sonnensystem 2.0 ist eine der aufregendsten Ziele der Astronomie. Wir sind begeistert, mit den Beobachtungseinrichtungen der ESO hier brandaktuelle Forschung betreiben zu können.“

Vollen Zugang zu den Einrichtungen der ESO, deren erste Installationen bereits 1977 in Betrieb gingen, hat Brasilien erst seit der Unterzeichnung der Beitrittserklärung zur ESO im Jahre 2010. Megan Bedell von der University of Chicago merkt abschließend an: „Nach zwei Jahrzehnten Jagd auf Exoplaneten können wir dank der Langzeitstabilität von Planetensuchern wie HARPS nun endlich langperiodische Gasriesen ähnlich denen in unserem eigenen Sonnensystem beobachten. Diese Entdeckung ist in jeder Hinsicht ein aufregender Hinweis darauf, dass andere Sonnensysteme da draußen darauf warten, von uns entdeckt zu werden.“

Aufgrund der methodisch bedingten verbliebenen Unsicherheiten sind noch Folgebeobachtungen erforderlich, um die Resultate der Forscher zu bestätigen.

Der Beitrag Ein Jupiterähnlicher Exoplanet bei HIP 11815 erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Einige der in unserer Heimatgalaxie angesiedelten Sterne sind mit einem Alter von mehr als 13 Milliarden Jahren nur wenige hundert Millionen Jahre jünger als das Universum, dessen Alter von den Astronomen mit einem Wert von etwa 13,8 Milliarden Jahren angegeben wird. Mit einem Alter von ‚lediglich‘ rund 4,6 Milliarden Jahren handelt es sich bei dem Zentralgestirn unseres Sonnensystems somit um einen noch verhältnismäßig jungen Stern, welcher gerade einmal seine mittlere ‚Lebensphase‘ erreicht hat. Andere Sterne der Milchstraße verfügen jedoch über ein noch deutlich geringeres Alter.

Diese Sterne haben sich – in astronomischen Zeiträumen betrachtet – erst vor relativ kurzer Zeit in sogenannten Sternentstehungsgebieten entwickelt. Aus so einer H-II-Region geht in der Regel jedoch nicht nur ein einzelner, isolierter Stern hervor. Vielmehr reicht die Anzahl der sich zeitgleich in einem H-II-Gebiet bildenden Sterne von einigen Dutzend bis hin zu mehreren tausend Sternen, welche nach dem Abschluss der Sternentstehungsphase in dieser Region des Weltalls zunächst einen offenen Sternhaufen bilden. Im Laufe der Jahrmillionen driften die ursprünglich alle zur selben Zeit und in der gleichen Region entstandenen Sterne dann langsam auseinander, bis sie nicht mehr als einstmals zusammenhängender Sternhaufen erkennbar sind. Bereits nach ein paar Hundert Millionen Jahren haben sich diese Haufen typischerweise komplett aufgelöst.

Offene Sternhaufen stellen aufgrund der Art und Weise ihrer Entstehung – alle Sterne bildeten sich ursprünglich aus der gleichen Materiewolke – perfekte Beobachtungsziele für Astronomen dar, um die verschiedenen Theorien zur Entstehung und Entwicklung von Sternen zu überprüfen. Aufgrund ihres vergleichbaren chemischen Aufbaus und des in etwa gleichen Alters können sie untereinander leichter verglichen werden.

Derartige Sternformationen sind typischerweise in den ‚Armen‘ von Spiralgalaxien wie unserer Heimatgalaxie – der Milchstraße – oder in den sternreichen Regionen von irregulären Galaxien zu beobachten. Somit ist es möglich, durch gezielte Analysen der in solchen offenen Sternhaufen konzentrierten Sterne die Entfernungen der unterschiedlichen Teilbereiche der Spiralarme der Milchstraßen-Galaxie genauer zu bestimmen und so mehr über die Struktur und den Aufbau unserer Heimatgalaxie zu erfahren.

Der offene Sternhaufen NGC 2367
Bei einem der mehr als 1.000 offenen Sternhaufen, welche den Astronomen derzeit in unserer Heimatgalaxie bekannt sind, handelt es sich um den im Sternbild Canis Major (zu deutsch „Großer Hund“) gelegenen Haufen NGC 2367. Bei einer Entfernung von etwa 7.000 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem verfügt dieser Sternhaufen am Nachthimmel über einen Durchmesser von knapp 3,5 Bogenminuten. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 7,9 mag kann NGC 2367 bereits mit einem kleineren Teleskop beobachtet werden. Entdeckt wurde dieser Sternhaufen am 20. November 1784 von dem in Hannover geborenen englischen Astronomen Sir William Herschel.

Die meisten Sterne des Sternhaufens NGC 2367, welcher sich vor gerade einmal etwa fünf Millionen Jahren gebildet hat, sind noch sehr ‚heiß‘ und leuchten deshalb in einem intensiven blauen Licht. Wie auch viele weitere offene Sternhaufen ist auch NGC 2367 in einen Emissionsnebel eingebettet. Die Überreste dieses Nebels erscheinen als Wolken aus Wasserstoffgas, welches von einer durch die heißesten Sterne des Sternhaufens freigesetzten ultravioletten Strahlung ionisiert wurde. Dieses Gas macht sich durch ein rötliches Leuchten bemerkbar.

Im Fall von NGC 2367 ist jedoch ungewöhnlich, dass – wenn man aus dem Sternhaufen und dem Nebel herauszoomt – eine zusätzliche und um einiges ausgedehntere Struktur erkennbar wird. Die Astronomen gehen davon aus, dass der Sternhaufen NGC 2367 und der umgebende Emissionsnebel den Kern eines größeren Nebels namens Brand 16 darstellen, welcher wiederum lediglich ein Teil einer riesigen ‚Superblase‘ mit der Bezeichnung GS234-02 ist.

Die Superblase GS234-02
Hierbei handelt es sich um eine Struktur, welche über eine Ausdehnung von mehreren hundert Lichtjahren verfügt und die sich in den Außenbereichen unserer Heimatgalaxie befindet. Ihre Existenz begann, als eine Gruppe massereicher Sterne, welche starke Sternwinde freisetzten, einzelne expandierende Blasen aus heißem Gas erzeugten. Diese benachbarten Blasen verschmolzen letztendlich miteinander und bildeten eine einzige größere Blase. Die Sterne im Zentrum dieser Blase explodierten aufgrund ihrer kurzen Lebensspanne alle zu einer ähnlichen Zeit als Supernovae, wodurch sich diese Blase noch weiter ausdehnen konnte.

In der Folgezeit verschmolz diese Struktur mit weiteren, auf die gleiche Weise entstandenen Blasen aus der ‚kosmischen Nachbarschaft‘ und bildete schließlich mit diesen die jetzt zu beobachtende Superblase GS234-02. Derartige konzentrisch expandierende Gebilde zählen zu den größtmöglichen Strukturen innerhalb einer Galaxie und stellen ein eindrucksvolles Beispiel für die verworrenen und doch zusammenhängenden Strukturen dar, welche im Bereich einer Galaxie durch das ‚Leben und Sterben‘ von Sternen entstehen können.

Die hier gezeigte Aufnahme des offenen Sternhaufens NGC 2367 wurde mit dem Wide Field Imager (WFI) des MPG/ESO-2,2-Meter-Teleskops am La Silla-Observatorium der Europäischen Südsternwarte (ESO) in den chilenischen Anden angefertigt und zeigt sowohl den Sternhaufen als auch die interstellaren Wolken aus Gas und Staub, welche ihn unmittelbar umgeben.

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• Der offene Sternhaufen Messier 47 (19. Dezember 2014)
• Der offene Sternhaufen NGC 3532 (1. Dezember 2014)
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• Sternhaufen
• Sternentstehung

Der Beitrag Der offene Sternhaufen NGC 2367 im Großen Hund erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Auf einer am vergangenen Mittwoch von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichen Aufnahme scheint sich inmitten eines aus unzähligen Sternen bestehenden Hintergrundes eine ’schwarze Lücke‘ zu befinden. In Wirklichkeit befinden sich jedoch auch hier eine Vielzahl von Hintergrundsternen, welche allerdings von einer Dunkelwolke verdeckt werden.

Bei einer Dunkelwolke handelt es sich um eine Ansammlung von Gasmolekülen und interstellarem Staub, welche so viel Materie enthält, dass sie das Licht von dahinter liegenden Sternen vollständig absorbiert. Auf diese Weise entsteht für den Betrachter der Eindruck, dass dieser Bereich des Himmels keine Sterne beherbergt.

Bei dem hier gezeigten Objekt handelt es sich um die Dunkelwolke LDN 483. Namensgeberin war die US-amerikanischen Astronomin Beverly Turner Lynds, welche diese Wolke in den von ihr zusammengestellten und im Jahr 1962 publizierten Lynds Dark Nebula Catalogue aufgenommen hat. Der Dunkelnebel LDN 483 befindet sich in einer Entfernung von etwa 700 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem im südlichen Bereich des zweigeteilten Sternbildes Schlange (lat. Name „Serpens Cauda“).

Dunkelnebel bieten aufgrund der dort konzentrierten Gas- und Staubpartikel hervorragende Bedingungen für die Entstehung neuer Sterne und werden deshalb von Astrophysikern eingehend untersucht. Astronomen, die den Prozess der Sternentstehung im Bereich von LDN 483 erforschen, haben dabei tief im Inneren dieser Dunkelwolke einige ‚Baby‘-Sterne entdeckt, welche sich noch in einer sehr frühen Phase ihrer Entwicklung befinden. Diese Exemplare gehören mit zu den jüngsten Sternen, welche bisher von Astronomen entdeckt wurden.

Sternentstehung
Neue Sterne entstehen im Inneren von kollabierenden interstellaren Molekülwolken. Im ersten Stadium ihrer stellaren Entwicklung sind diese zukünftigen Sterne noch nicht viel mehr als annähernd kugelförmige Konzentrationen aus Gas und Staub, welche sich aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft innerhalb der umgebenden Molekülwolke immer weiter zusammenziehen und dabei allmählich verdichten. Dabei steigen auch die Temperatur und der Druck im Inneren dieser Protosterne immer weiter an.

Auf seiner Oberfläche ist ein solcher Protostern jedoch mit einer Temperatur von etwa minus 250 Grad Celsius zunächst noch sehr kalt, weshalb er Strahlung auch nur im langwelligen Submillimeterbereich des elektromagnetischen Spektrums aussendet, jedoch nicht im sichtbaren Bereich des Lichtspektrums beobachtet werden kann. Für das Studium von Protosternen ist deshalb unter anderem das in den nordchilenischen Anden befindliche Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (kurz „ALMA“) geeignet, welches das Universum im Submillimeter- und Millimeterbereich beobachtet.

Diese früheste Phase der Sternentstehung dauert lediglich wenige Tausend Jahre. In astronomischen Maßstäben betrachtet ist dies eine nur sehr kurze Zeit, da Sterne üblicherweise mehrere Millionen oder gar Milliarden Jahre lang existieren. In den darauffolgenden Entwicklungsphasen steigen Temperatur und Dichte des Protosterns im Verlauf von einigen Jahrmillionen weiter an. Infolgedessen nimmt auch die Energie der abgegebenen Strahlung immer weiter zu. Vom kalten, fernen Infrarot verschiebt sich das Maximum der Abstrahlung nach und nach über das nahe Infrarot bis hin in den Bereich des sichtbaren Lichts. Aus dem einstmals leuchtschwachen Protostern wird dabei im Laufe der Zeit ein hell leuchtender Stern, welcher auch mit dem menschlichen Auge wahrgenommen werden kann.

Sterne werden ‚geboren‘ – Dunkelwolken lösen sich auf
In Zukunft werden sich im Inneren von LDN 483 immer mehr Sterne bilden, welche dabei zugleich auch immer mehr Materie aus ihrer Umgebung ‚aufsaugen‘. Im Rahmen dieses Prozesses wird die Dunkelwolke LDN 483 in den kommenden Jahrmillionen zunächst immer ‚durchsichtiger‘ werden und sich schließlich vollständig auflösen. Beschleunigt wird dieser Auflösungsprozess zudem durch die von den neu geborenen Sternen ausgehenden Sternwinde.

Die gegenwärtig noch von der Dunkelwolke verdeckten Hintergrundsterne werden dann – zumindestens theoretisch – sichtbar. Praktisch werden dagegen die dann neu geborenen, somit sehr leuchtstarken und zudem näher an unserem Sonnensystem gelegenen Sterne, welche aus LDN 483 hervorgehen, die weiter weg gelegenen Hintergrundsterne ‚überstrahlen‘.

Die Dunkelwolke LDN 483 ist ein unter Amateurastronomen relativ unbekanntes Objekt. ‚Berühmtere‘ Vertreter dieser Art von Sternentstehungsregionen sind dagegen der Pferdekopfnebel im Sternbild Orion oder der im Sternbild „Kreuz des Südens“ gelegene Kohlensack-Dunkelnebel. Ein besonders beeindruckendes Beispiel für eine derartige Sternentstehungsregion sind zudem die im Adlernebel – dieser Nebel liegt ebenfalls im Sternbild Schlange – befindlichen „Säulen der Schöpfung“. An den Enden der dort erkennbaren Bok-Globulen bilden sich gegenwärtig ebenfalls neue Sterne.

Die hier gezeigte Aufnahme der Dunkelwolke LDN 483 wurde mit dem Wide Field Imager (WFI) des MPG/ESO-2,2-Meter-Teleskops am La Silla-Observatorium der ESO in den nordchilenischen Anden angefertigt.

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• Der Staubschleier von NGC 6357 (24. Februar 2013)
• Sternhaufen und Dunkelwolken im Sternbild Schütze (13. Februar 2013)

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• Sternentstehung

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie, ESO.

Bei den „Braunen Zwergen“ handelt es sich um kosmische Objekte, welche eine Lücke zwischen den großen Gasplaneten wie zum Beispiel Jupiter und Saturn und lichtschwachen und zugleich relativ kühlen Sternen, den sogenannten „Roten Zwergen“, ausfüllen. Als Braune Zwerge werden alle Objekte eingestuft, deren Masse zwischen dem 13fachen und dem 75fachen der Masse des Planeten Jupiters liegt. Erst ab dieser Mindestmasse finden sich im Inneren eines kosmischen Objektes Druck- und Temperaturbedingungen, welche das Einsetzen einer Wasserstofffusion und somit die Entstehung eines Sterns ermöglichen.

Braune Zwerge verfügen somit nicht über genügend Masse, um in ihrem Zentralbereich die Kernfusion zu zünden und leuchten nur schwach im Infrarotbereich des elektromagnetischen Spektrums. Der erste Braune Zwerg, dessen Fund zweifelsfrei bestätigt werden konnte, wurde erst vor zwanzig Jahren entdeckt. Bislang sind den Astronomen lediglich einige Hundert dieser schwer fassbaren und entsprechend wenig untersuchten Objekte bekannt.

Die beiden Braunen Zwerge, welche unserem Sonnensystem am nächsten liegen, bilden ein Paar namens Luhman 16AB, das lediglich knapp 6,5 Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Vela (zu deutsch „Segel“) zu finden ist. Dieses Paar ist nach dem Mehrfachsternsystem Alpha Centauri und „Barnards Pfeilstern“ das drittnächste „Stern“-System zur Erde, wurde aber trotzdem erst Anfang des Jahres 2013 entdeckt (Raumfahrer.net berichtete).

Entdeckt wurden die beiden Objekte von dem US-amerikanischen Astronomen Kevin Luhman auf Aufnahmen des Infrarot-Weltraumteleskops WISE, was auch den offiziellen Namen „WISE J104915.57-531906.1“ erklärt. Zur Vereinfachung wird mittlerweile jedoch ein eingängigerer Name verwendet. Da Kevin Luhman zuvor bereits 15 andere Doppelsternsysteme entdeckt hatte, einigten sich die Astronomen auf den Namen „Luhman 16“. Den Konventionen zur Benennung von Doppelsternsystemen folgend wird der hellere Braune Zwerg dieses Doppelsystems Luhman 16A und der lichtschwächere Luhman 16B genannt. In seiner Gesamtheit wird das Paar als „Luhman 16AB“ bezeichnet.

Untersuchungen mit dem Very Large Telescope der ESO
Es war bereits bekannt, dass der lichtschwächere dieser beiden Braunen Zwerge während seiner Rotation alle paar Stunden seine Helligkeit verändert. Dies wurde als ein Hinweis darauf interpretiert, dass Luhman 16B eventuell deutliche Oberflächenstrukturen aufweist. Jetzt hat ein internationales Astronomenteam das in den chilenischen Anden befindliche Very Large Telescope (kurz „VLT“) der Europäischen Südsternwarte (ESO) für weiterführende Studien genutzt. Dabei konnten sie nicht nur den Braunen Zwerg abbilden, sondern zudem auch die verschiedenen hellen und dunklen Bereiche genau kartieren.

Durch die Kombination dieser Daten konnten die Astronomen erstmals eine Oberflächenkarte eines Braunen Zwergs erstellen und Messungen durchführen, welche die Atmosphäreneigenschaften in unterschiedlichen Höhenlagen erfassen. Die Ergebnisse, so die beteiligten Wissenschaftler, läuten eine neue Ära in der Erforschung der Braunen Zwerge ein, in der Astronomen ihre theoretischen Modelle für die Wolkenbildung auf diesen Gebilden – und später auch auf extrasolaren Gasplaneten – anhand von direkten Beobachtungen überprüfen können. Die Ergebnisse der Untersuchungen wurden kürzlich in zwei Artikeln in den Fachzeitschriften „Nature“ und „Astrophysical Journal Letters“ publiziert.

Die erste der beiden Studien, welche unter der Leitung von Ian Crossfield vom Heidelberger Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) durchgeführt wurde, präsentiert eine Oberflächenkarte von Luhman 16B. Hierfür nutzten die Astronomen im Mai 2013 das Instrument CRIRES (kurz für „Cryogenic high-resolution InfraRed Echelle Spectrograph“) – einem Spektrografen zur Aufnahme von hochaufgelösten Spektren im Wellenlängenbereich von einem bis fünf Mikrometern. Anhand der so gewonnenen Daten konnten die Wissenschaftler nicht nur die Helligkeitsänderungen während der Rotation von Luhman 16B erkennen, sondern auch die Bewegungsrichtung der hellen und dunklen Strukturen – zu dem Instrument hin oder von diesem weg – bestimmen.

Mit der gegenwärtig zur Verfügung stehenden Technik ist es unmöglich, Oberflächenkarten dieses Braunen Zwergs in der gleichen Weise zu erstellen, wie Astronomen zum Beispiel die Wolkenbänder des Jupiter kartieren würden – also mithilfe räumlich aufgelöster Bilder, auf denen sich die Details der Oberfläche unterscheiden lassen. Stattdessen kam eine indirekte Methode zum Einsatz. Das verwendete Verfahren wird – dem englischen Sprachgebrauch folgend – als „Doppler Imaging“ bezeichnet. Die Methode nutzt aus, dass die Frequenzen des Lichts eines Sterns in ganz bestimmter Weise verschoben werden, während dieser rotiert. Aus diesen systematischen Verschiebungen lässt sich eine ungefähre Karte der Sternoberfläche rekonstruieren.

Um ein ungefähres Verständnis dafür zu bekommen, wie dieses Verfahren funktioniert, stellen Sie sich bitte vor, dass Sie sich hoch über dem Äquator der Erde befinden und beobachten, wie die Erdoberfläche langsam unter Ihnen hinweg rotiert. Sobald eine spezielle Struktur, welche sich über dem Äquator befindet, gerade in Sicht kommt – also gerade erst über dem Horizont auftaucht – bewegt diese sich zunächst relativ schnell auf Sie zu. Sobald die Formation direkt unter Ihnen vorbeiläuft, ändert sich deren Abstand zu Ihnen zunächst nur noch unwesentlich. Rotiert das Objekt jedoch über den gegenüberliegenden Horizont wieder außer Sicht, dann ändert sich dessen Abstand zu Ihnen wieder deutlich schneller. Ein Objekt, welches sich in höheren nördlichen oder südlichen Breiten befindet, folgt dem gleichen Bewegungsmuster – nur, dass die Bewegungen auf den Beobachter zu oder von ihm weg nicht so ausgeprägt ausfallen wie für ein Objekt am Äquator. Für ein Objekt an einem der Pole bewirkt die Erdrotation dagegen keinerlei Abstandsänderungen relativ zum Beobachter.

Stellen Sie sich die gleiche Situation jetzt für den untersuchten Braunen Zwerg vor. Wenn ein hellerer Fleck auf der Oberfläche des Braunen Zwergs in Sicht rotiert, wird die Art und Weise, inwieweit sich dieser Fleck direkt auf Sie zu oder von Ihnen weg bewegt, davon abhängen, wo diese Struktur in Bezug auf den Äquator platziert ist und wie die Rotationsachse des Braunen Zwergs relativ zu dem Beobachter orientiert ist.

Im Fall von Luhman 16B konnten die Astronomen die Bewegung der Flecken zwar nicht direkt verfolgen, da sie nicht über ausreichend hoch aufgelöste Bilder verfügen. Aber die Bewegung in Richtung Beobachter oder von ihm weg lässt sich indirekt über den Dopplereffekt nachweisen. Wie der Schall so verändert auch das Licht seine Wellenlänge in systematischer Art und Weise, wenn sich die Lichtquelle auf den Beobachter zu oder aber von ihm weg bewegt. Das Ausmaß dieser Veränderung hängt davon ab, wie schnell und in welche Richtung die Bewegung erfolgt.

Für hellere Flecken auf der Oberfläche eines rotierenden Sterns ergibt sich auf diese Weise ein Muster von miteinander überlagerten Wellenlängenverschiebungen für das empfangene Licht. Die Details dieses Musters hängen von der Position der Flecken auf der Oberfläche ab, und deswegen lassen sich umgekehrt aus den Details des Musters Rückschlüsse darauf ziehen, wo auf der Oberfläche sich hellere Flecken befinden und auch darauf, wie hell diese ausfallen. Die Rekonstruktion der Oberfläche ist dabei nicht ganz eindeutig und mit einiger Unsicherheit behaftet. Die hier gezeigten Karten zeigen die Oberflächenstruktur, welche den beteiligten Wissenschaftlern als die wahrscheinlichste erscheint.

Ian Crossfield erklärt hierzu: „Frühere Beobachtungen haben bereits Hinweise darauf ergeben, dass Braune Zwerge eine gefleckte Oberfläche besitzen sollten. Jetzt können wir solch eine Oberfläche direkt kartieren. Bei dem, was wir sehen, dürfte es sich um eine unregelmäßige Wolkendecke handeln, nicht unähnlich der Oberfläche des Planeten Jupiter.“ Die Karten, welche Crossfield und seine Kollegen erstellt haben, sind so etwas wie die groben Versionen von Wetterkarten, wie wir sie von Satellitenaufnahmen unseres Heimatplaneten kennen.

„In Zukunft sollten wir dabei zusehen können, wie auf Luhman 16B Wolken neu entstehen, wie sie sich entwickeln und wieder verschwinden. Vielleicht sind wir dann irgendwann an einem Punkt angelangt, wo Exo-Meteorologen vorhersagen können, wann ein Besucher auf Luhman 16B klaren oder bewölkten Himmel erwarten könnte“, so Ian Crossfield weiter. Für menschliche Bedürfnisse dürfte die Wettervorhersage für Luhman 16B allerdings zu allen Zeiten „äußerst unangenehmes Wetter“ lauten, denn bei Temperaturen von mehr als 1.000 Grad Celsius handelt es sich bei diesen Wolken um Strukturen, welche aus winzigen Tröpfchen flüssigen Eisens und verschiedenen Mineralen bestehen, die in einer Wasserstoff-Atmosphäre schweben.

Die zweite Studie, welche von Beth A. Biller geleitet wurde (jetzt an der Universität Edinburgh tätig, während dieser Forschungen ebenfalls noch am MPIA beschäftigt), geht im wörtlichen Sinne weiter in die Tiefe. Wenn hellere und dunklere Wolken ins Blickfeld rotieren und anschließend wieder außer Sicht geraten, dann ändert sich auch die Gesamthelligkeit des Braunen Zwergs. Durch gleichzeitige Beobachtung der Helligkeitsveränderungen bei unterschiedlichen Wellenlängen konnten Beth Biller und ihre Kollegen rekonstruieren, was in unterschiedlichen Atmosphärenschichten sowohl von Luhman 16A als auch von Luhman 16B vor sich geht. Die entsprechenden Helligkeitsmessungen wurden im April 2013 mit der astronomischen Kamera GROND am 2,2-Meter-Teleskop am La Silla-Observatorium der ESO durchgeführt. GROND kann Aufnahmen einer Himmelsregion in sieben verschiedenen Wellenlängenbereichen simultan anfertigen.

Wieviel Licht ein Gas in diesen Wellenlängenbereichen jeweils aussendet, steht in einem direkten Zusammenhang mit der Temperatur dieses Gases, welche sich in unterschiedlichen Höhen in verschiedenen Atmosphärenschichten unterschiedlicher Temperatur in der Atmosphäre des Braunen Zwergs verändert. Beth Biller sagt zu der Bedeutung der gewonnenen Ergebnisse: „Unsere Daten zeigen, dass das Wettergeschehen auf diesen Braunen Zwergen durchaus komplex ist. Die Wolkenstruktur variiert, je nachdem wie tief man in die Atmosphäre blickt – wir haben es definitiv mit mehr als einer einzigen Wolkenschicht zu tun.“

In den Daten lassen sich unterschiedliche Wolkenregionen auseinanderhalten. Die Analyse der Helligkeitsvariationen zeigt, dass der Braune Zwerg über mehr als nur eine Atmosphärenschicht verfügen muss, welche zudem Wolken beherbergen und lokale Temperaturunterschiede aufweisen. Dies ist das erste Mal, dass solche komplexen Wetterverhältnisse auf einem Braunen Zwerg in dieser Weise nachgewiesen werden konnten. Jetzt sind zunächst wieder die Theoretiker am Zug, welche bessere und detailreichere Modelle für die Atmosphärenstruktur von Braunen Zwergen liefern müssen. Dies wird dann im Zusammenspiel mit zukünftigen Beobachtungsdaten dazu führen, dass die Astronomen die Braunen Zwerge deutlich besser verstehen werden als bisher möglich.

Bedeutung für die Exoplaneten-Forschung
Die Atmosphären von Braunen Zwergen weisen starke Ähnlichkeiten mit den Atmosphären heißer Gasriesen, den sogenannten „Hot Jupiters“, auf. Solche „Heiße Jupiter“ befinden sich allerdings sehr nah an ihren Muttersternen, welche wiederrum sehr viel heller sind als die sie umkreisenden Exoplaneten. Aus diesem Grund ist es nahezu unmöglich, das schwache Licht der dort befindlichen Planeten zu beobachten, welches durch das von dem Zentralstern ausgehende Licht überstrahlt wird. Im Fall von Braunen Zwergen gibt es jedoch keine Lichtquellen, welche das schwache Glühen dieser Objekte überstrahlen könnten, so dass man hier viel genauere Messungen durchführen kann. Durch Untersuchungen von relativ einfach zu beobachtenden Braunen Zwergen können Astronomen also zugleich mehr über die Atmosphären von jungen Gasriesen lernen.

Die Messungen sind allerdings noch in einem allgemeineren Zusammenhang von Interesse. Der Wunsch eines jeden „Exoplanetenjägers“ ist es vermutlich, bei seiner Suche eine „zweiten Erde“ zu entdecken – also einen außerhalb unseres Sonnensystems gelegenen Planeten, welcher theoretisch über die Umweltbedingungen verfügen könnte, welche die Entstehung und Weiterentwicklung von außerirdischen Lebensformen ermöglichen. Hierbei, so die Minimalanforderungen, müsste es sich um einen terrestrischen Planeten handeln, welcher seinen Zentralstern im Bereich von dessen habitablen Zone umläuft und der somit theoretisch Bedingungen aufweist, welche das dauerhafte Vorhandensein von Wasser im flüssigen Aggregatzustand ermöglichen.

Aber auch andere Faktoren, wie zum Beispiel die Atmosphärenzusammensetzung, die Temperatur, die Wetterverhältnisse oder die Eigenschaften der Oberfläche müssen dabei „stimmen“. Es gibt zwar einige Ansätze dafür, wie sich die entsprechenden Eigenschaften von kleinen, kühlen, erdähnlichen Planeten um andere Sterne modellieren lassen. Aber die Beobachtungen, anhand derer solche Modelle getestet und die so vermuteten Eigenschaften direkt überprüft werden können, dürften aller Voraussicht nach noch einige Jahrzehnte auf sich warten lassen. Die jetzt veröffentlichte Karte eines Braunen Zwergs, die weiteren Informationen über dessen Atmosphäre sowie im Rahmen einer anderen Studie erst jüngst veröffentlichte, allerdings deutlich niedriger aufgelöste Karten einer Exoplaneten-Oberfläche, sind erste wichtige Schritte, um in der Zukunft die Eigenschaften von erdähnlichen Planeten zu charakterisieren.

Beth Biller ergänzt: „Besonders aufregend ist für uns, dass unsere Beobachtungen nur der Anfang sind. Mit der nächsten Generation von Teleskopen, insbesondere mit dem European Extremely Large Telescope mit seinem Spiegeldurchmesser von 39 Metern, sollten wir Oberflächenkarten für noch entferntere Braune Zwerge erstellen können – und irgendwann dann auch einmal für junge Gasplaneten anderer Sterne.“

Ian Crossfield schließt mit der folgenden Bemerkung ab: „Unsere Karte des Braunen Zwergs hilft dabei, uns einen Schritt näher zum Verständnis von Wettermustern in unserem Sonnensystem zu bringen. Von klein auf wurde mir beigebracht die Schönheit und den Nutzen von Karten wertzuschätzen. Da ist es wirklich aufregend zu sehen, dass wir nun angefangen haben sogar Objekte außerhalb unseres Sonnensystems zu kartieren!“

Verwandte Meldung bei Raumfahrer.net

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• Exoplaneten Newsarchiv

Fachartikel von Ian J. M. Crossfield et al.:

• A Global Cloud Map of the Nearest Known Brown Dwarf (PDF, engl.)

Fachartikel von Beth A. Biller et al.:

• Weather on the Nearest Brown Dwarfs: Resolved Simultaneous Multi-Wavelength Variability Monitioring… (PDF, engl.)

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

Bei dem Objekt NGC 6559 handelt es sich um eine interstellare Wolke aus Gas und Staub, welche sich in einer Entfernung von etwa 5.000 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem im Sternbild Schütze (lateinischer Name „Sagittarius“) befindet. NGC 6559 verfügt über einen vergleichsweise geringen Durchmesser von lediglich wenigen Lichtjahren und befindet sich nahe am Lagunennebel (NGC 6523 beziehungsweise Messier 8). NGC 6559 wird daher oftmals lediglich als ein „Anhängsel“ des Lagunennebels wahrgenommen und häufig übersehen. Dennoch spielt diese relativ kleine Sternentstehungsregion in einer kürzlich von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichten Aufnahme die Hauptrolle.

Das Gas im Bereich von NGC 6559, welches den Grundstoff für die Entstehung von Sternen bildet, besteht größtenteils aus Wasserstoff. Sobald sich in einem abgegrenzten Bereich des Nebels genügend Materie ansammelt, beginnt diese unter ihrer eigenen Schwerkraft in sich zusammenzufallen. Bedingt durch das Kollabieren des Gases wird das Zentrum dieses Bereiches immer dichter und heißer. Schließlich wird dabei ein Punkt erreicht, an dem die thermonukleare Fusion von Wasserstoff zu Helium einsetzt und ein neuer Stern „geboren“ wird. Die durch den Fusionsprozess freigesetzte Energie stoppt den Kollaps und lässt die neugeborenen Sterne leuchten.

Die hellen, jungen Sterne, welche sich im Rahmen dieses Prozesses innerhalb von NGC 6559 gebildet haben, führen dem verbliebenen Wasserstoffgas mehr und mehr Energie zu. Diese jungen Sonnen gehören üblicherweise zu den Sternen vom Spektraltyp „O“ oder „B“ und verfügen daher über Oberflächentemperaturen im Bereich von 10.000 bis 50.000 Kelvin. Sie strahlen große Mengen hochenergetischer UV-Strahlung in ihre Umgebung ab, welche in der Lage ist, Wasserstoffatome zu ionisieren. Das verbliebene Gas gibt diese zugeführte Energie wieder ab, wodurch das im zentralen Bildbereich erkennbare faserige rote Leuchten entsteht. Ein solches Objekt wird von den Astronomen auch als Emissionsnebel bezeichnet.

NGC 6559 setzt sich allerdings nicht nur aus Wasserstoffgas zusammen. Zusätzlich enthält diese Region feste Staubkörnchen, welche aus schwereren Elementen wie Kohlenstoff oder Silizium bestehen. Der bläuliche Bereich unmittelbar rechts neben dem rötlich leuchtenden Emissionsnebel kommt dadurch zustande, weil das Licht, welches von den gerade erst entstandenen Sternen ausgeht, an den dort befindlichen mikroskopisch kleinen Staubpartikeln gestreut – also in alle Richtungen reflektiert – wird.

Staubhaltige Regionen erscheinen in der Regel bläulich, da die Streuung für kürzere, bläuliche Wellenlängenbereiche des elektromagnetischen Spektrums deutlich effektiver ausfällt. Solche Nebel, welche nicht selbst leuchten, sondern lediglich das Licht von Sternen reflektieren, werden als Reflexionsnebel bezeichnet.

In Bereichen, in denen der Staub besonders stark konzentriert auftritt, blockiert dieser das Licht, welches von hinter den Staubkonzentrationen gelegenen Sternen ausgeht, vollständig, so wie in den dunklen Flecken und den gewundenen Filamenten unten links und rechts in der nebenstehenden Aufnahme. Um auch die hinter den Staubwolken gelegenen Bereiche untersuchen zu können, müssten die Astronomen den Nebel bei längeren, infraroten Wellenlängen beobachten, in denen der Staub das Licht von Hintergrundsternen nicht absorbiert.

Der Hintergrund der Aufnahme wird von unzähligen älteren, normalerweise gelblich leuchtenden Sternen gefüllt, welche sich ebenfalls in unserer Heimatgalaxie befinden. Einige dieser Sterne erscheinen allerdings rötlich und etwas lichtschwächer. Dieser Effekt entsteht, weil das von diesen Sternen ausgehende Licht auf dem Weg zur Erde zuerst den Staub von NGC 6559 durchqueren muss.

Die hier kurz vorgestellte Aufnahme des Emissionsnebels NGC 6559 dokumentiert die chaotischen Bedingungen, welche herrschen, wenn sich Sterne im Inneren einer interstellaren Molekülwolke bilden. Angefertigt wurde die Aufnahme mit dem „Danish Faint Object Spectrograph and Camera“-Instrument (kurz „DFOSC“) am Danish-1,54-Meter-Teleskop, welches Bestandteil des La Silla-Observatoriums der ESO in den chilenischen Anden ist. Dieses Teleskop ist bereits seit dem Jahr 1979 in Betrieb und wurde erst kürzlich generalüberholt und dabei in ein fernsteuerbares Teleskop mit modernster Technik umgerüstet.

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• Sternentstehung
• Emissionsnebel

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

Einige der in unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße, befindlichen Sterne sind mit einem Alter von über 13 Milliarden Jahren nur wenige hundert Millionen Jahre jünger als das Universum, dessen Alter von den Astronomen auf etwa 13,8 Milliarden Jahre geschätzt wird. Mit einem Alter von „lediglich“ rund 4,6 Milliarden Jahren handelt es sich bei dem Zentralgestirn unseres Sonnensystems somit um einen noch verhältnismäßig jungen Stern, welcher gerade einmal die Mitte seines Lebens erreicht hat. Andere Sterne der Milchstraße verfügen jedoch über ein noch deutlich geringeres Alter von lediglich wenigen Millionen Jahren.

Diese Sterne haben sich erst vor kurzem in sogenannten Sternentstehungsgebieten entwickelt. Aus so einer H-II-Region geht jedoch nicht nur ein einzelner, isolierter Stern hervor. Vielmehr reicht die Anzahl der sich zeitgleich in einem H-II-Gebiet bildenden Sterne von einigen Dutzend bis hin zu mehreren Tausend Sternen, welche nach dem Abschluss der Sternentstehungsphase in dieser Region des Weltalls zunächst einen offenen Sternhaufen bilden.

Solche offene Sternhaufen stellen für die professionellen Astronomen interessante Forschungsobjekte dar, da sich die dort konzentrierten Sterne ursprünglich alle aus derselben Molekülwolke gebildet haben und somit in etwa über das gleiche Alter und eine sehr ähnliche chemische Zusammensetzung verfügen. Durch eine eingehende Untersuchung ist dabei unter anderem ein Vergleich der Entwicklung von Sternen möglich, welche über unterschiedliche Ausgangsmassen verfügten. Dies erleichtert es den Astronomen und Astrophysikern, die Auswirkungen anderer Eigenschaften der Sterne auf ihre jeweilige Entwicklung zu ermitteln. Des Weiteren kann die gemeinsame Bewegungsrichtung der in einem offenen Sternhaufen konzentrierten Sterne zur Bestimmung der Entfernung genutzt werden.

Allerdings handelt es sich bei den offenen Sternhaufen um – in kosmischen Zeiträumen betrachtet – relativ kurzlebige Gebilde. Normalerweise sind die Sterne eines solchen Haufens bereits nach wenigen Hundert Millionen Jahren soweit auseinandergedriftet, dass der ursprüngliche Haufen nicht mehr als solcher zu erkennen ist.

Ein Beispiel für einen noch sehr jungen Sternhaufen ist der am südlichen Himmel im Sternbild „Segel des Schiffs“ (lateinischer Name „Vela“) gelegene offene Sternhaufen NGC 2547. Der etwa 1.500 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt gelegene Sternhaufen erreicht eine scheinbare Helligkeit von +4,7 mag und kann somit von einem auf der südlichen Hemisphäre gelegenen Beobachtungsstandort bereits problemlos mit einem Fernglas erkannt werden.

Entdeckt wurde NGC 2547 im Jahr 1751 von dem französischen Astronomen Nicolas-Louis de Lacaille während einer astronomischen Forschungsreise zu dem in Südafrika gelegenen Kap der Guten Hoffnung. Die Entdeckung gelang dem Wissenschaftler unter der Verwendung eines winzigen Teleskops mit einer Objektivöffnung von weniger als zwei Zentimetern.

Kürzlich wurde NGC 2547 auch mit dem Wide Field Imager des MPG/ESO-2,2-Meter-Teleskops am La-Silla-Observatorium der Europäischen Südsternwarte (ESO) abgebildet, welches sich in den chilenischen Anden befindet. Die Sterne von NGC 2547 offenbaren ihr noch relativ junges Alter – die Astronomen gehen von etwa 20 bis 30 Millionen Jahren aus – durch ihr helles, bläuliches Leuchten.

Neben diesen Sternen sind noch weitere Objekte erkennbar. Hierbei handelt es sich um weiter entfernt gelegene oder lichtschwache Sterne in der Milchstraße. Diese gelb oder rot leuchtenden Sterne verfügen über ein deutlich höheres Alter und haben sich teilweise bereits zu Roten Riesen entwickelt. Bei einigen weiteren Objekten, welche in der vergrößerten Version der Aufnahme als unscharfe, räumlich ausgedehnte Objekte erscheinen, handelt es sich dagegen um Galaxien, welche sich viele Millionen Lichtjahre entfernt befinden.

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• Sternhaufen
• Sternentstehung

Der Beitrag Junge Sterne im Sternhaufen NGC 2547 erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Eine heute von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichte Aufnahme zeigt den im Sternbild Sagittarius (zu deutsch der „Schütze“) gelegenen Sternhaufen NGC 6520 und die direkt daneben befindliche Dunkelwolke Barnard 86. Der dabei abgebildete Bereich des Sternbildes Sagittarius beherbergt eines der am dichtesten bevölkerten Sternfelder am gesamten Himmel – die Sagittarius-Sternwolke. Durch die Vielzahl der dort befindlichen hellen Sterne entsteht ein drastischer optischer Kontrast zu der Dunkelwolke Barnard 86, welche im Zentrum des nebenstehenden Bildes zu erkennen ist.

Bei der Dunkelwolke Barnard 86 handelt es sich um eine sogenannte Bok-Globule – eine interstellare Molekülwolke aus Gas und Staub, in deren Zentrum sich eventuell gerade neu entstehende Sterne bilden (ob allerdings gegenwärtig auch im Inneren von Barnard 86 eine Sternentstehung erfolgt, ist derzeit nicht bekannt). Da die in der Wolke konzentrierten großen Mengen an Staub das Licht der dahinter befindlichen Sterne streuen und absorbieren, sind solche Globulen im Spektralbereich des sichtbaren Lichts fast vollkommen undurchsichtig.

Die wenigen Sterne, welche sich auf dem Bild scheinbar mitten in Barnard 86 befinden, sind in Wahrheit noch vor der Dunkelwolke positioniert und befinden sich somit zwischen unserem Sonnensystem und der abgebildeten Himmelsregion.

Der Entdecker dieser speziellen Dunkelwolke, der US-amerikanische Astronom Edward Emerson Barnard beschrieb diese als einen „Tropfen Tinte auf hellem Sternhintergrund“. Als ein außergewöhnlich begabter visueller Beobachter und Astrofotograf war Barnard der erste Astronom, welcher im Rahmen astrofotografischer Untersuchungen Langzeitbelichtungen zur Analyse von Dunkelwolken anfertigte.

Durch ein kleines Teleskop wird bei der Beobachtung der Eindruck erweckt, als ob in der Region von Barnard 86 ein Mangel an Sternen herrscht oder als ob wir auf eine fernere und leerere Himmelsregionen blicken. In Wahrheit befindet sich die Dunkelwolke Barnard 86 aber von der Erde aus betrachtet noch vor dem Sternfeld der Sagittarius-Sternwolke. Die feinen Staubkörner, aus denen sich die kalte und kompakte Dunkelwolke zusammensetzt, „verschlucken“ das Licht der dahinter befindlichen Sterne und machen die Wolke somit undurchsichtig. Vermutlich blicken wir hier auf die Überreste der Molekülwolke, aus deren Kollaps der nahegelegene Sternhaufen NGC 6520 hervorgegangen ist, welchen wir in dem Bild etwas links von Barnard 86 sehen können.

Der offene Sternhaufen NGC 6520 enthält eine Vielzahl relativ heißer Sterne, welche den Astronomen durch ein blau-weißes Leuchten ihr – in kosmischen Maßstäben betrachtet – geringes Alter verraten. Üblicherweise bestehen derartige offene Sternhaufen aus einigen tausend Sternen, welche sich zur selben Zeit in der gleichen Molekülwolke gebildet haben und daher gleich alt sind. Solche Haufen existieren jedoch meistens nur über eine vergleichsweise kurzen Zeitraum von einigen hundert Millionen Jahren. Danach driften die ursprünglich in solchen Sternhaufen konzentrierten Sterne langsam auseinander.

Die unglaublich große Anzahl an Sternen in diesem Himmelsareal erschwert eine detailliertere Untersuchung dieses Sternhaufens. Die Astronomen gehen jedoch davon aus, dass NGC 6520 über ein Alter von etwa 150 Millionen Jahren verfügt und sich ebenso wie seine dunkle und staubige Nachbarin etwa 6.000 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt befindet.

Die hier kurz vorgestellte Aufnahme wurde mit dem Wide Field Imager am MPG/ESO 2,2-Meter-Teleskop am La Silla-Observatorium der ESO in Chile aufgenommen.

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• Sternentstehung

Der Beitrag Sternhaufen und Dunkelwolken im Sternbild Schütze erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Im Inneren der Galaxien unseres Universums konnten die Astronomen in der Vergangenheit eine Vielzahl von Sternentstehungsgebieten entdecken. Einige dieser Geburtsregionen von neuen Sternen erreichen dabei gigantische Abmessungen und in ihrem Inneren können sich hunderte von massereichen Sternen bilden. Ein Beispiel hierfür ist der in der Großen Magellanschen Wolke gelegene Emissionsnebel 30 Doradus, welcher auch unter der Bezeichnung „Tarantelnebel“ bekannt ist.

Die Mehrzahl der Sterne, welche heute in der Milchstraße und in anderen Galaxien zu beobachten sind, haben sich aber vermutlich in deutlich kleineren Entstehungsgebieten gebildet. Ein Beispiel für einen solches Sternentstehungsgebiet ist die in unserer Heimatgalaxie gelegene Dunkelwolke „Lupus 3“. Diese Dunkelwolke befindet sich in einer Entfernung von etwa 600 Lichtjahren von der Erde im Bereich des Sternbildes Skorpion (lat. Scorpius). Somit handelt es sich bei Lupus 3 um eines der unserem Sonnensystem am nächsten gelegenen Sternentstehungsgebiete.

Die hier gezeigte Aufnahme dieser Dunkelwolke wurde mit dem MPG/ESO 2,2-Meter-Teleskop am La Silla-Observatorium der Europäischen Südsternwarte (ESO) in Chile angefertigt. Es handelt sich dabei um die bis dato beste Abbildung dieses kosmischen Objektes im sichtbaren Wellenlängenbereich des Lichts. Der abgebildete Ausschnitt verfügt über einen Durchmesser von ungefähr fünf Lichtjahren.

Während auf der linken Seite der Aufnahme eine dunkle, langgezogene Struktur erkennbar ist, welche über eine gewisse Ähnlichkeit mit einer Rauchwolke verfügt, erleuchtet auf der rechten Bildhälfte eine kleine Gruppe heller Sterne die Szenerie. Auf den ersten Blick könnten die beiden Teile des Bildes wohl nicht gegensätzlicher ausfallen. In Wirklichkeit sind sie jedoch eng miteinander verknüpft.

Die dichteren Regionen solcher aus großen Mengen kosmischen Staubes bestehenden Dunkelwolken ziehen sich durch den Einfluss ihre eigene Schwerkraft immer weiter zusammen, heizen sich dabei langsam auf und beginnen schließlich zu leuchten. Da das sichtbare Licht in den frühen Phasen dieses gravitativen Kollapses noch vom Staub der Dunkelwolke absorbiert wird, kann dieser Prozess zu diesem Zeitpunkt nur bei größeren Wellenlängen, zum Beispiel im Infrarotbereich, beobachtet werden.

Sobald die in diesen Regionen neu entstandenen Sterne jedoch heißer und heller werden, führen die von ihnen ausgehende intensive Strahlung und die starken Sternwinde dazu, dass sich die Staubwolken, welche die Sterne anfangs noch einhüllen, langsam auflösen.

Die hellen Sterne rechts vom Zentrum des weiter oben gezeigten Bildes sind ein perfektes Beispiel für eine Gruppe von solchen heißen, jungen Sonnen. Ein Teil des von ihnen ausgesandten intensiven blauen Lichts wird an dem in der Umgebung verbliebenen Staub gestreut. Die beiden hellsten Sterne sind bereits mit einem kleinen Teleskop oder sogar einem größeren Fernglas zu erkennen.

Beide Sterne sind vermutlich weniger als eine Million Jahre alt. Verschiedene astronomische Durchmusterungen der Sternentstehungsregion Lupus 3 haben noch diverse weitere, ebenfalls sehr junge stellare Objekte zum Vorschein gebracht, welche sich allerdings deutlich weniger auffällig präsentieren als diese hellen Sterne.

Mit sehr großer Wahrscheinlichkeit hat sich das Zentralgestirn unseres Sonnensystems vor etwa 4,6 Milliarden Jahren in einer ganz ähnlichen Sternentstehungsregion gebildet. Die Region von Lupus 3 stellt damit sowohl ein faszinierendes Studienobjekt für die Astronomen als zugleich auch ein atemberaubend schönes Beispiel für die ersten Lebensphasen der Sterne im Universum dar.

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• Sternentstehung

Der Beitrag Licht und Dunkelheit bei der Sternentstehung erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Bei der Galaxie Centaurus A, auch bekannt unter der Bezeichnung NGC 5128, handelt es sich um eine elliptische Galaxie, in deren Zentrum sich ein supermassereiches Schwarzes Loch befindet. Die am 29. April 1826 von dem schottischen Astronomen James Dunlop entdeckte Galaxie befindet sich in einer Entfernung von etwa 12 Millionen Lichtjahren zu unserem Sonnensystem im Sternbild Zentaur (lateinischer Name Centaurus). Mit einer Winkelausdehnung von 25,7 x 20,0 Bogenminuten und einer scheinbaren Helligkeit von 6,6 mag gehört sie zu den hellsten Galaxien am Nachthimmel und kann bereits mit kleineren Teleskopen auch von Amateurastronomen erfolgreich beobachtet werden.

Für die professionellen Astronomen ist Centaurus A besonders deshalb von Interesse, da es sich bei dieser Galaxie um die nächstgelegene Radiogalaxie und zugleich um die dritthellste Radioquelle am Himmel handelt. Die von Centaurus A ausgehende Radiostrahlung konnte bereits in den 1950er Jahren nachgewiesen werden. Die Astronomen gehen davon aus, dass die Radiostrahlung von einem im Zentrum der Galaxie gelegenen supermassereichen Schwarzen Loch verursacht wird, welches über mehr als 100 Millionen Sonnenmassen verfügt. Zusätzlich ist Centaurus A eine starke Quelle von Röntgen- und Gammastrahlung.

Centaurus A wurde in den letzten Jahrzehnten von den Astronomen in diversen Wellenlängenbereichen – von Radiowellen bis hin zur Gammastrahlung – detailliert untersucht. Um die Wechselwirkung der energiereichen Strahlung aus dem zentralen supermassereichen Schwarzen Loch mit der direkten Umgebung des Schwarzen Loches besser zu verstehen, sind speziell die Radio- und Röntgenstrahlung von besonderem Interesse. Aber auch durch Untersuchungen im sichtbaren und infraroten Wellenlängenbereich des Lichts gewinnen die Astronomen neue Erkenntnisse über den Aufbau der Galaxie.

Die bereits am vergangenen Mittwoch von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichte Aufnahme von Centaurus A wurde mit dem Wide Field Imager (WFI) am MPG/ESO-2,2-Meter-Teleskop auf La Silla/Chile erstellt. Das Bild wurde aus einem Satz von WFI-Aufnahmen mit langer Belichtungszeit durch Rot-, Grün- und Blaufilter erstellt und durch Aufnahmen mit verschiedenen Spezialfiltern ergänzt, welche lediglich für das Licht leuchtenden Wasserstoffs und ionisierten Sauerstoffs durchlässig sind. Die Gesamtbelichtungszeit der verschiedenen Aufnahmen lag bei mehr als 50 Stunden. Dabei gelang es den Astronomen der ESO auch im sichtbaren Lichtbereich, jene jetartigen Strukturen in der Umgebung von Centaurus A deutlich abzubilden, welche in einer früheren Aufnahme des Wide Field Imager nur andeutungsweise auszumachen waren.

Auf der Aufnahme ist die elliptische Grundstruktur der Galaxie anhand ihres langgestreckten, lichtschwachen Außenbereichs erkennbar. Das Leuchten, welches weite Teiles des Blickfeldes ausfüllt, stammt von den mehreren Hundert Milliarden Sternen, aus denen sich Centaurus A zusammensetzt.

Im Gegensatz zu den meisten elliptischen Galaxien wird das optische Erscheinungsbild von Centaurus A allerdings durch ein breites, verschlissenes Band aus dunklem Material gestört, welches den Kernbereich der Galaxie verdeckt. Dieses dunkle Band enthält große Mengen an Gas, Staub und noch relativ jungen Sternen. An seinem oberen rechten und unteren linken Rand verraten zudem verschiedene helle und noch sehr junge Sternhaufen ihre Anwesenheit durch das rötliche Leuchten von Wolken aus interstellarem Wasserstoffgas, in deren Innerem sich weitere Sterne bilden. Einzelne Staubwolken heben sich dabei als dunkle Silhouetten vor dem Sternhintergrund ab.

In Kombination mit der starken von der Galaxie ausgehenden Radiostrahlung werden diese verschiedenen Strukturen als sichere Anzeichen dafür interpretiert, dass Centaurus A das Endresultat der Verschmelzung zweier ursprünglich unabhängig voneinander existierender Galaxien darstellt. Das Staubband stellt vermutlich die letzten Überreste einer Spiralgalaxie dar, welche einstmals einer massereicheren elliptischen Galaxie begegnete und dabei durch die Schwerkraft der größeren Galaxie vollständig zerrissen wurde.

Bei den rötlichen Strukturen oberhalb der linken Seite des Staubbandes (zu erkennen in der vergrößerten Darstellung des nebenstehenden Bildes) handelt es sich dagegen um Sternentstehungsgebiete, welche eine Vielzahl heißer und relativ junger Sterne enthalten. Die inneren Filamente weisen eine Entfernung von etwa 30.000 Lichtjahren zum Zentrum der Galaxie auf. Die äußeren Filamente liegen dagegen weiter außen und sind rund 65.000 Lichtjahre vom Kern entfernt.

Neben dem ästhetischen Wert dieser Aufnahme wurde mit der Erstellung der dafür verwendeten Einzelaufnahmen jedoch auch ein praktischer Zweck erfüllt. Anhand der Bilder, so die ursprüngliche Zielsetzung der beteiligten Astronomen, sollte überprüft werden, ob es möglich ist, im Rahmen von Himmelsdurchmusterungen mit bodengebundenen Teleskopen in weit entfernten Galaxien Veränderliche Sterne zu entdecken und diese zu überwachen. Im Fall von Centaurus A waren diese Bemühungen erfolgreich. Die Astronomen entdeckten auf den Bildern 200 bisher nicht bekannte Veränderliche Sterne. Diese Entdeckung wurde bereits im Jahr 2008 in der Fachzeitschrift „Astronomy & Astrophysics“ publiziert.

Das MPG/ESO-2,2-Meter-Teleskop wurde im Jahr 1984 in Betrieb genommen und ist eine Leihgabe der Max-Planck-Gesellschaft an die ESO. Sein Wide Field Imager, eine astronomische Kamera mit einem besonders großen Blickfeld und einem Detektor mit 67 Millionen Pixeln, liefert Aufnahmen, welche nicht nur von hohem wissenschaftlichen, sondern auch von besonderem ästhetischem Wert sind. Verschiedene höhere Auflösungen (bis zu 165,5 MB) des veröffentlichten Bildes finden Sie auf der entsprechenden Internetseite der Europäischen Südsternwarte.

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• Schwarze Löcher

Astronomy & Astrophysics:

• Ground-based variability surveys towards Centaurus A: worthwhile or not? (engl.)

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

Der im Sternbild Schlange (lateinische Bezeichnung „Serpens Cauda“) gelegene und etwa 5.500 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt befindliche offene Sternhaufen NGC 6604 wird von vielen Amateurastronomen aufgrund seiner Nähe zu dem in der unmittelbarer Nachbarschaft gelegenen Adlernebel häufig übersehen. NGC 6604 befindet sich knapp zwei Grad, dies entspricht etwa vier Vollmonddurchmessern, nördlich des Adlernebels. Die hellsten Sterne des +6,5 mag hellen Sternhaufens NGC 6604 sind bereits mittels eines kleinen Teleskops auszumachen, so dass der Sternhaufen bereits im Jahre 1784 von dem Astronomen William Herschel katalogisiert werden konnte.

Eine am 25. April 2012 von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichte Aufnahme von NGC 6604 zeigt diesen Sternhaufen eingebettet in seine Umgebung aus Gas und Staub. Die Aufnahme wurde mit dem Wide Field Imager am MPG/ESO-2,2-Meter-Teleskop am La-Silla-Observatorium in Chile gewonnen und beweist eindrucksvoll, dass sich dieser Sternhaufen im Vergleich mit seinen kosmischen Nachbarn durchaus nicht „verstecken“ muss.

Bei NGC 6604 handelt es sich um die helle Sterngruppierung, welche oben links im nebenstehenden Bild zu erkennen ist. Dieser noch relativ junger Sternhaufen stellt den dichtesten Teil einer viel weiter verteilten Sternassoziation dar, welche in ihrer Gesamtheit etwa hundert helle, weißlich-blau leuchtende Sterne enthält. Diese Sternassoziation wurde von den Astronomen mit der Bezeichnung „Serpens OB“ versehen. Dabei bezieht sich der erste Teil des Namens auf das Sternbild, in dem die Sterne zu finden sind. Die Buchstaben „O“ und „B“ verweisen dagegen auf deren jeweilige Spektralklassen. Die Spektraltypen „O“ und „B“ charakterisieren die beiden heißesten den Astronomen bekannten Sternklassen. Ihnen angehörige Sterne leuchten in einem besonders auffälligen hellen, blau-weißen Licht.

Die Aufnahme des ESO-Teleskops zeigt außerdem einen zu dem Sternhaufen gehörenden Nebel, welcher aus einer rötlich leuchtenden Wolke aus Wasserstoffgas besteht und der auch als „Sh2-54“ bezeichnet wird. Die Bezeichnung „Sh2-54“ besagt, dass es sich hierbei um das 54. Objekt im zweiten Sharpless-Katalog der sogenannten HII-Regionen handelt. Der besagte Katalog wurde bereits im Jahr 1959 veröffentlicht. Zusätzlich sind in der Aufnahme Regionen sichtbar, in denen sich Ansammlungen von dunklen Staubwolken konzentrieren.

Die heißen, jungen Sterne sind aktuell für die Entstehung einer neuen Sterngeneration im Inneren von NGC 6604 verantwortlich. Durch die von ihnen ausgehende intensive Strahlung und starke Sonnenwinde wird die in der Umgebung befindliche Materie aus Staub und Gas in räumlich eng begrenzten Regionen komprimiert. Aus diesen in der Entstehung befindlichen Materiekonzentrationen werden sich in der Zukunft sogenannte Globulen bilden, welche wiederum die Geburtsstätten neuer Sterne darstellen.

Abgesehen von den ästhetischen Gesichtspunkten dieser und vergleichbarer Aufnahmen zieht der Sternhaufen NGC 6604 die Aufmerksamkeit der Astronomen auch aus einem anderen Grund auf sich. Von dem Sternhaufen geht eine rätselhafte Säule aus heißem, ionisiertem Gas aus. Vergleichbare Gassäulen – regelrechte Kanäle, entlang derer die von jungen Sternhaufen ausgestoßene Materie fließt – sind aus anderen Regionen unserer Heimatgalaxie und von anderen Spiralgalaxien bekannt. Im Gegensatz zu diesen anderen Gassäulen befindet sich NGC 6604 allerdings vergleichsweise nahe an der Erde und ermöglicht den Astronomen somit besonders detaillierte Untersuchungen der dort ablaufenden Prozesse.

Diese von NGC 6604 ausgehende Säule, von den Wissenschaftlern auch als „Kamin“ bezeichnet, steht senkrecht auf der galaktischen Ebene und erstreckt sich über eine Distanz von 650 Lichtjahren. Die Astronomen gehen davon aus, dass die heißen Sterne in NGC 6604 für die Entstehung des Kamins verantwortlich sind. Die Natur dieser ungewöhnlichen Strukturen wird allerdings erst durch zukünftige Untersuchungen vollständig enthüllt werden können.

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Ein Beitrag von Karl Urban. Quelle: Raumfahrer.net. Vertont von Karl Urban.

Der Zentralstern des untersuchten Exoplaneten GJ 436-b ist ein roter Zwergstern der Spektralklasse M, besitzt also einen vergleichsweise kleinen Radius. Die Größe eines Sterns korreliert mit dessen Spektralklasse. Diese Eigenschaft machte das Planetensystem für das Team um den schweizer Astrophysiker Michael Gillon von der Universität Genf ideal für die genauere Untersuchung. Denn seit 2004 ist bekannt, dass der nur 33 Lichtjahre von uns entfernte Stern von einem Planeten begleitet wird, der die dankbare Eigenschaft hat, ein Transitplanet zu sein. Das heißt, er verdeckt während jedes Umlaufs einmal teilweise seine Sonne – von der Erde aus gesehen. Bei diesem Ereignis ändert sich die Lichtmenge, die der der Stern zu uns sendet, da der Planet in diesem Fall eine winzige partielle Sonnenfinsternis verursacht.

Doch die Messung dieser Unterschiede der Helligkeit ist schwierig, da die Veränderungen während des Transits bei leuchtstarken großen Sternen mit erdgebundenen Teleskopen nicht messbar ist. Als roter leuchtschwacher Zwergstern war GJ 436 daher genau das richtige Ziel. Dem internationalen Team, das mit Teleskopen in der Schweiz, einem europäischen ESO-Teleskop in La Silla, Chile sowie einem israelischen Teleskop arbeitete, gelang es somit, GJ 436-b seine genaue Größe zu entlocken. Mithilfe der bereits gemessenen Masse ließ sich auf seine Dichte schließen – und daraus auf seine Zusammensetzung. Demnach besteht vielleicht ein großer Teil des Planeten aus Wasser.

„Es ist kein wirklich einladender Planet“, sagte Frederic Pont, ein Teammitglied. Aufgrund seiner Nähe zum Stern sei er sehr heiß und wegen seiner großen Masse herrschten auf ihm sehr hohe Drücke, die ihn eher mit Gasriesen wie dem Neptun oder Uranus vergleichbar machten als mit Gesteinsplaneten wie dem Mars oder der Erde. „Das Wasser ist aufgrund des hohen Drucks gefroren, allerdings ist es nicht heiß. Es ist etwas ungewohnt, da wir daran gewöhnt sind, dass Wasser seine Eigenschaften in Abhängigkeit von der Temperatur ändert. Bei ausreichend hohen Drücken kann Wasser aber auch zu Eis werden“, so Pont.

Die berechnete Dichte von GJ 436-b liegt knapp oberhalb der von Wasser. Daher vermuten die Astronomen, dass er einen – aufgrund der herrschenden Drücke – festen, kühleren Eiskern besitzt, der von einer überwiegend Wasserdampf-haltigen heißen Gashülle umgeben ist, die eventuell auch geringere Teile von Wasserstoff und Helium enthalten könnte.

Die neuen Daten über GJ 436-b zeigen, dass es neben der Erde regelmäßiger zur Bildung von Wasser-bedeckten Planeten kommen kann – und Wasser sogar der Basisbestandteil eines Planeten bilden kann. Wasser gilt als wichtigste Komponente für die Entstehung von Leben. Auch wenn GJ 436-b aufgrund seiner Masse und der damit verbundenen Drücke und seiner hohen Temperaturen von mehreren 100 °C wohl nicht als „Super-Erde“ in Betracht kommt: Er zeigt doch, dass Wasser in der Entstehung von Planetensystemen auch außerhalb unseres Sonnensystems eine wichtige Rolle spielt.

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Ein Beitrag von Claudia Michalecz. Quelle: ESO.

Über zwei Jahre lang dauerte bisher das sorgfältige Studium des Sterns HD69830 und belohnt wurden die Forscher mit der Entdeckung von gleich drei Planeten, welche unserem Neptun von der Masse her ähnlich sind. „Zum ersten Mal haben wir ein Planetensystem, bestehend aus mehreren Planeten mit der Masse des Neptuns entdeckt“, erklärt Christophe Lovis vom Geneva Observatorium. Dieses planetarische System wird außerdem noch von einem Asteroidengürtel umschlossen (wobei dieser jedoch von Spitzer entdeck wurde).

Die Entdeckung ist mit der Hilfe des ultragenauen HARPS-Spektographen des 3,6m-Teleskops der ESO in La Silla (Chile) gemacht worden. Der Stern musste aus einer Entfernung von etwa 41 Lichtjahren erforscht werden. Er befindet sich im Sternbild Puppis (am Südhimmel zu sehen) und ist mit dem freien Auge sichtbar. Den Astronomen gelang es, durch ihre äußerst genauen Radialgeschwindigkeitsmessungen die Anwesenheit von drei kleinen Begleitern zu entdecken. Diese Planeten benötigen für eine Umkreisung ihres Heimatsterns 8,67 Tage, 31,6 Tage und 197 Tage.

Die Radialgeschwindigkeit gibt an, in welchem Maße sich ein Stern von uns weg oder sich auf uns zu bewegt. Diese Schwankungen werden durch die Anziehungskraft von umkreisenden Planeten verursacht. Durch die Messung dieser Schwankungen lässt sich eine untere Grenze der Masse der umkreisenden Planeten bestimmen. Die gemessene Radialgeschwindigkeitsänderung von HD69830 liegt zwischen zwei und drei Metern pro Sekunde, was 9 km/h entspricht. Solche kleinen Signale könnten von den meisten verfügbaren Spektrographen nicht von den normalen Nebengeräuschen unterschieden werden. „Nur ESOs HARPS-Instrument, installiert im La-Silla-Observatorium in Chile, machte es möglich, diese Planeten zu entdecken“, meint Michael Mayor, ebenfalls vom Geneva-Observatorium und der Haupterforscher im Umgang mit HARPS. „Ohne jeden Zweifel ist es zurzeit die weltweit genaueste Planeten jagende Maschine.“
Die Masse der neulich entdeckten Planeten liegt mindestens zwischen der 10- bis 18-fachen Masse der Erde. Ausführliche theoretische Simulationen haben ergeben, dass der innere Planet vermutlich hauptsächlich aus Gestein besteht, während der mittlere der drei aus einer Mischung von Gas und Gestein bestehen dürfte. Am Interessantesten dürfte der äußerste der drei Begleiter von HD69830 sein. Es wird vermutet, dass sich während seiner Entstehung Eis im Kern des Gebildes abgelagert hat, welches sich mit Gestein vermengt hat. Sein Kern aus Eis und Gestein wird vermutlich von einer massiven Hülle umschlossen.

Der äußerste der Planeten scheint sich zusätzlich am Rande der bewohnbaren Zone zu befinden. Innerhalb dieser Zone kann flüssiges Wasser auf der Oberfläche eines Stein- und Eisplaneten existieren. Selbst wenn dieser Planet vermutlich durch seine Masse nicht erdähnlich ist, ermöglicht seine Entdeckung jedoch vielleicht neue Wege zu aufregenden Perspektiven. Mit drei sehr masseähnlichen Planeten, wobei einer sich in der bewohnbaren Zone befindet und einem Asteroidengürtel, teilt dieses Planetensystem viele Eigenschaften unseres Sonnensystems. Michael Mayer verglich diesen Fund sogar mit dem Stein von Rosette für unser Verständnis zur Bildung von Planeten.

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Autor: Michael Stein, bearbeitet von Star-Light. Quelle: ESO.

Großbritannien ist am 8. Juli 2002 dem European Southern Observatory (ESO) beigetreten, was von allen Beteiligten als Stärkung dieser erfolgreichen europäischen Forschungsorganisation mit Sitz in Garching bei München begrüßt wurde.

Durch den Beitritt können britische Astronomen nun ebenfalls die verschiedenen Beobachtungs- und Forschungseinrichtungen der ESO nutzen. Diese europäische Organisation betreibt verschiedene Observatorien, deren Leistungsfähigkeit teilweise die Weltspitze definieren. Die beiden wichtigsten Einrichtungen sind das aus vier 8,2 m- und mehreren 1,8 m-Teleskopen bestehende Very Large Telescope (VLT) im Norden der Atacama-Wüste in Chile und das aus zwei 4 m- und mehreren kleineren Teleskopen bestehende La Silla Observatory weiter südlich.

Außer der Nutzung bestehender Ressourcen wird Großbritannien durch seinen Beitritt zur ESO auch an der Planung und Realisierung kommender Projekte beteiligt werden. Dazu gehören vor allem das Atacama Large Millimetre Array (ALMA), ein ebenfalls in Chile geplantes Netzwerk aus 64 Zwölf-Meter-Teleskopen, oder das zurzeit im Konzeptstadium befindliche gigantische 100-Meter-Teleskop Overwhelmingly Large Telescope (OWL), das einmal den Hubble-Nachfolger Next Generation Space Telescope (NGST) im optischen und nahen infraroten Bereich ergänzen soll.

Der britische Minister für Wissenschaft und Innovation, Lord Sainsbury, sagte anlässlich des britischen ESO-Beitritts: „Ich bin sicher, dass ich für die gesamte britische astronomische Gemeinde spreche wenn ich sage, wie sehr wir uns auf die Teilname an ESO und die Nutzung der Vorteile ihrer fantastischen Einrichtungen freuen. Ich hoffe sehr, dass die britische Teilnahme zu einer Stärkung der ESO führen und ihre Möglichkeiten zur astronomischen Forschung erweitern wird.“ Die amtierende Generaldirektorin der ESO, Dr. Catherine Cesarsky, ergänzte, sie sei „erfreut, dass Großbritannien unserer Organisation beitritt. Als das ESO vor fast 40 Jahren gegründet wurde plante Großbritannien eigene Einrichtungen und entschied sich, nicht beizutreten. Die beeindruckenden wissenschaftlichen und technologischen Fortschritte seit dieser Zeit in Verbindung mit dem Auftreten des ESO als wichtigstem Teilnehmer der europäischen Forschungsszene haben unsere britischen Kollegen von den großen Vorteilen überzeugt, die ein gemeinsames Auftreten Europas in der Astronomie durch das ESO hat.“

Das European Southern Observatory (ESO) wurde 1962 gegründet, um „ein astronomisches Observatorium in der südlichen Hemisphäre aufzubauen und zu betreiben“. Vor dem Beitritt Großbritanniens waren bereits Belgien, Dänemark, Frankreich, Deutschland, Italien, die Niederlande, Portugal, Schweden und die Schweiz Mitglieder dieser Organisation. Wahrscheinlich wird Großbritannien nicht das letzte Land gewesen sein, das an diesem extrem erfolgreichen Beispiel europäischer Zusammenarbeit teilhaben möchte.

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