Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung.

Die Aktivität der Sonne schwankt in einem etwa elfjährigen Rhythmus, was sich unter anderem in der Häufigkeit von Sonnenflecken zeigt. Eine vollständige magnetische Periode dauert 22 Jahre. Seit langem rätseln die Wissenschaftler, was hinter diesem Zyklus steckt. Er muss mit den Verhältnissen unter der „Haut“ des Sterns zusammenhängen: So reicht eine Schicht aus heißem Plasma – elektrisch leitendes Gas – von der Oberfläche bis 200.000 Kilometer in die Tiefe. Das Plasma innerhalb dieser Konvektionszone ist ständig in Bewegung. Einem Team aus Wissenschaftlern des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung der Universität Göttingen und der New York University Abu Dhabi ist es jetzt gelungen, das bisher umfassendste Bild dieser Plasmaströme in Nord-Süd-Richtung zu zeichnen. Die Forschenden finden eine bemerkenswert einfache Strömungsgeometrie: Das Plasma beschreibt in jeder Sonnenhemisphäre einen einzigen Umlauf, der etwa 22 Jahre dauert. Zudem sorgt die in Richtung Äquator verlaufende Strömung am Boden der Konvektionszone dafür, dass Flecken im Lauf des Sonnenzyklus immer näher am Äquator entstehen.

Auf der sichtbaren Sonnenoberfläche zeigen sich mal mehr, mal weniger dunkle Flecken. Der Abstand zwischen zwei Maxima beträgt ungefähr elf Jahre, nach 22 Jahren sind die Sonnenflecken wieder magnetisch gleich gepolt. Im Maximum erscheinen nicht nur große Flecken, sondern aktive Regionen. Beeindruckende Bögen aus heißem Plasma ragen bis weit in die Sonnenatmosphäre, Teilchen und Strahlung werden in heftigen Eruptionen ins All geschleudert. Im Aktivitätsminimum hingegen beruhigt sich die Sonne merklich.

Eine weitere auffällige Regelmäßigkeit zeigt sich im Schmetterlingsdiagramm. Es beschreibt, in welchen solaren Breiten Sonnenflecken im Lauf des Zyklus auftreten: Zu Beginn überwiegen die mittleren Breiten; im weiteren Verlauf rücken die Entstehungsorte der Sonnenflecken immer näher an den Äquator heran. Sonnenphysiker vermuten, dass großräumige Plasmaströme das Magnetfeld in der Tiefe in Richtung Äquator transportieren.

„Im Lauf des Sonnenzyklus wirken die Plasmaströme in Nord-Süd-Richtung wie eine Art Förderband, das die Magnetfelder mitreißt und so die Dauer eines Zyklus bestimmt“, sagt Laurent Gizon, Geschäftsführender Direktor des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung in Göttingen und Erstautor der Studie in der Zeitschrift Science. „Die genaue Geometrie und Amplitude der Plasmabewegungen im Sonneninnern sichtbar zu machen, ist für das Verständnis des solaren Magnetfeldes entscheidend.“ Um die Plasmaströme unterhalb der Sonnenoberfläche nachzuverfolgen, nutzten Gizon und sein Team die Methode der Helioseismologie.

Helioseismologie hat eine ähnliche Bedeutung für die Sonnenphysik wie Seismologie für die Geophysik. Helioseismologen verwenden Schallwellen, um das Sonneninnere zu erforschen – ähnlich wie Geophysiker Erdbebenwellen auswerten, um das Innere der Erde zu verstehen. Oberflächennahe Konvektionsströme regen ununterbrochen Schallwellen in der Sonne an. Diese haben Perioden von nahezu fünf Minuten. Die Wellen breiten sich durch die Sonne bis zur Oberfläche aus und führen dort zu Bewegungen, die sich mit bodengebundenen Observatorien und Weltraumteleskopen messen lassen.

In der aktuellen Studie betrachten Laurent Gizon und sein Team Schallwellen, die sich durch das Sonneninnere in Nord-Süd-Richtung ausbreiten. Plasmaströme im Innern der Sonne, die in derselben Richtung verlaufen, stören und verändern die Wellen: In Strömungsrichtung breiten sie sich schneller aus, in entgegengesetzter Richtung langsamer. Diese sehr kleinen Störungen konnten die Forscherinnen und Forscher messen und daraus mithilfe mathematischer Modelle und Computersimulationen Eigenschaften der Plasmaströme ableiten.

„Im Sonneninnern sind die Plasmaströme in Nord-Süd-Richtung viel langsamer als solche in Ost-West-Richtung“, sagt Gizon. In der gesamten Konvektionszone erreichen die Nord-Süd-Ströme Geschwindigkeiten von höchstens 50 Kilometern pro Stunde, dem Höchstwert an der Oberfläche. „Um das Rauschen in den helioseismischen Messdaten zu reduzieren, ist es deshalb notwendig, die Messungen über lange Zeiträume zu mitteln“, sagt Zhi-Chao Liang vom Göttinger Max-Planck-Institut.

Die Wissenschaftler werteten deshalb erstmals zwei unabhängige, sehr lange Messreihen aus. Die eine stammt von SOHO, dem ältesten Sonnenobservatorium im Weltall, das die Raumfahrtagenturen ESA und NASA betreiben. Die Daten des SOHO-Instrumentes MDI (Michelson Doppler Imager) erstrecken sich über die Zeit von 1996 bis 2011.

Ein zweiter unabhängiger Datensatz stammt vom Forschungsnetzwerk GONG (Global Oscillation Network Group), einem Verbund aus sechs bodengebundenen Sonnenteleskopen in den USA, Australien, Indien, Spanien und Chile. Gemeinsam haben die sechs Teleskope seit 1995 einen fast ununterbrochenen Blick auf die Sonne.

„Dass die internationale Sonnenphysik-Gemeinschaft gleich mehrere Datensätze geliefert hat, welche die vergangenen beiden Sonnenzyklen abbilden, ist lobenswert“, sagt John Leibacher, ehemaliger Direktor des GONG-Projekts. Dadurch sei es möglich, über lange Zeiträume zu mitteln und die Ergebnisse zu vergleichen.

Mithilfe dieser Daten konnten Gizon und sein Team zeigen, dass die Plasmaströme am Boden der Konvektionszone mit einer Geschwindigkeit von 15 Kilometern pro Stunde – also etwa Laufgeschwindigkeit – zum Äquator fließen. An der Oberfläche strömt das Plasma in Richtung der Pole und erreicht Geschwindigkeiten von 50 Kilometern pro Stunde. Insgesamt ergibt sich so, dass das Plasma in jeder Hemisphäre einen einzigen Umlauf beschreibt.

Bemerkenswert ist, dass die Dauer eines solchen Umlaufs etwa 22 Jahre beträgt – und somit die physikalische Erklärung für den Sonnenzyklus liefert. Weiterhin fanden die Forscherinnen und Forscher, dass Sonnenflecken mit fortschreitendem Sonnenzyklus immer näher am Äquator entstehen – wie im Schmetterlingsdiagramm beschrieben.

„Unsere Studie stützt die Vorstellung, dass die Ströme in Nord-Süd-Richtung für das Verschieben der Entstehungsorte von Sonnenflecken zum Äquator hin verantwortlich sind“, sagt Max-Planck-Forscher Robert Cameron. Nach den Worten von Laurent Gizon ist allerdings noch offen, warum die Nord-Süd-Ströme auf diese Weise verlaufen und welche Rolle diese Ströme für die magnetische Aktivität anderer Sterne spielen.

Die Computer-Infrastruktur für dieses Forschungsprojekt wurde vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) mit Mitteln des Bundesministeriums für Wirtschaft und Technologie aufgrund eines Beschlusses des Deutschen Bundestages gefördert. Weitere Unterstützung wurde vom Europäischen Forschungsrat im Rahmen des Synergy Grant WHOLE SUN zur Verfügung gestellt. Das Center for Space Science der New York University Abu Dhabi wird vom NYUAD Institut unterstützt.

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• Unsere Sonne

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Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie.

Das Neutrino-Ereignis IceCube 170922A, entdeckt mit dem IceCube-Neutrinoobservatorium am Südpol, kann mit hoher Wahrscheinlichkeit mit der aktiven Galaxie TXS 0506+056 in Verbindung gebracht werden, die in einer Entfernung von 3,8 Milliarden Lichtjahren liegt. TXS 0506+056 ist nur eine von zahlreichen aktiven Galaxien und es war zunächst rätselhaft, warum bis jetzt nur diese Galaxie ein von der Erde aus nachweisbares Neutrino erzeugt hat.

Ein internationales Forscherteam unter der Leitung von Silke Britzen vom Bonner Max-Planck-Institut für Radioastronomie hat hochaufgelöste Radiobeobachtungen von TXS 0506+56 aus den Jahren 2009 bis 2018, also bevor und nach dem Neutrino-Ereignis, untersucht. Das Team erklärt die verstärkte Neutrinoaktivität während eines früheren Neutrinoausbruchs und das mit IceCube nachgewiesene Neutrino durch einen kosmischen Zusammenstoß innerhalb der Galaxie. Das Aufeinandertreffen von Materie im Wechselwirkungsbereich des Jets in der Umgebung eines supermassereichen Schwarzen Lochs könnte zur Erzeugung der Neutrinos geführt haben.

Die Ergebnisse wurden am 2. Oktober 2019 in der Fachzeitschrift „Astronomy & Astrophysics“ veröffentlicht.

Am 12. Juli 2018 hat die IceCube-Kollaboration die Entdeckung des ersten hochenergetischen Neutrinos, IceCube-170922A, bekanntgegeben, das auf einen Ursprung in großer kosmischer Entfernung zurückgeführt werden konnte. Während der Ursprung in größerer Entfernung im Kosmos für Neutrinos schon lange Zeit vermutet wurde, ist dies das erste Mal, das die Herkunft eines Neutrinos aus einer fernen Galaxie bestätigt werden konnte. Die „Heimat“ des Neutrinos ist ein sogenannter aktiver galaktischer Kern („Active Galactic Nucleus“, AGN), eine Galaxie mit einem supermassereichen Schwarzen Loch als Zentralquelle. Ein internationales Forscherteam konnte nun den Entstehungsprozess für dieses Neutrino aufklären und fand den entsprechenden Vorgang zu einem Teilchenbeschleuniger auf der Erde: ein kosmischer Zusammenstoß von Materie aus Teilchenstrahlen oder Jets.

Aktive galaktische Kerne sind die energiereichsten Objekte in unserem Universum. Angetrieben durch supermassereiche Schwarze Löcher wird Materie auf die Zentralquelle akkretiert und Teilchenstrahlen bzw. Plasmaströme (sogenannte Jets) werden in den intergalaktischen Raum hinausgeschleudert. BL-Lac-Objekte (benannt nach dem Prototyp BL Lacertae im Sternbild Eidechse) bilden eine spezielle Klasse solcher AGN, bei denen der Jet zufällig in Richtung Erde ausgerichtet ist und die beobachtete Strahlung dominiert. Das Neutrino-Ereignis IceCube-170922A hat allem Anschein nach seinen Ursprung in dem BL-Lac-Objekt TXS 0506+056, einer Galaxie mit einer Rotverschiebung von z=0,34. Das entspricht einer Lichtlaufzeitentfernung von 3,8 Milliarden Lichtjahren. Untersuchungen der IceCube Collaboration von Archivdaten hatten zuvor Hinweise auf erhöhte Neutrino-Aktivität aus derselben Galaxie für die Zeit zwischen September 2014 und März 2015 ergeben.

Andere BL-Lac-Objekte zeigen Eigenschaften ganz ähnlich zu denen von TXS 0506+056. „Es war schon etwas rätselhaft, warum gerade diese Galaxie als Quelle für ein Neutrino-Ereignis identifiziert werden konnte“, erklärt Silke Britzen vom Bonner Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR), die Erstautorin der Veröffentlichung. „Wir wollten herausfinden, was TXS 0506+056 so speziell macht, um den Entstehungsprozess für Neutrinos zu verstehen und den Ort der Entstehung genauer zu lokalisieren. Dazu haben wir hochaufgelöste Radiobilder des Jets in dieser Quelle untersucht.“

Zu ihrer großen Überraschung fanden die Forscher eine nicht erwartete Wechselwirkung im Jet-Material von TXS 0506+056. Während das Plasma im Jet normalerweise gleichförmig in einer Art Strömungskanal fließt, scheint die Situation in dieser Galaxie anders zu sein. Das Team geht davon aus, dass sowohl die verstärkte Neutrinoaktivität während eines Neutrinoausbruchs in den Jahren 2014 und 2015 sowie das Einzelneutrino IceCube-170922A durch einen kosmischen Zusammenstoß innerhalb der Galaxie TXS 0506+056 erklärt werden können.

Diese kosmische Kollision kann zurückgeführt werden auf neu erzeugtes Jetmaterial, das auf einen älteren Jet auftrifft. Die stark gekrümmte Struktur des Jets in den Beobachtungen ist ein Beleg für eine solche Annahme. Eine weitere mögliche Erklärung ist die Kollision zweier Jets in der gleichen Quelle. In beiden Szenarien ist es die Kollision von Jetmaterial, die das Neutrino erzeugt.

Markus Böttcher von der North-West-Universität in Potchefstroom (Südafrika), ist Ko-autor der Veröffentlichung und hat die Modellrechnungen bzgl. Strahlung und Teilchenemission durchgeführt. „Die Kollision von Jetmaterial ist im Moment der einzige verfügbare Mechanismus, der die Entdeckung eines Neutrinos aus dieser Quelle erklären kann. Sie gibt uns auch wichtige Einsichten bzgl. des Jetmaterials und löst die lange bestehende Frage, ob die Jets eher aus leptonischem Material, also Elektronen und Positronen, oder aus hadronischem Material, also Elektronen und Protonen, oder aus einer Kombination von beidem bestehen. Zumindest ein Teil des Materials muss hadronisch sein, sonst hätten wir das Neutrino nicht entdeckt.“

Im Lauf der kosmischen Evolution unseres Universums scheinen Kollisionen von Galaxien recht häufig aufzutreten. Unter der Annahme, dass zwei miteinander kollidierende Galaxien beide ein supermassereiches Schwarzes Loch im Zentrum aufweisen, erzeugt die Kollision dieser Galaxien ein Paar von Schwarzen Löchern im Zentrum, das sich in immer geringer werdendem Abstand umkreist und schließlich miteinander fusioniert. Bei dieser Verschmelzung werden Gravitationswellen ausgesandt. Dieser Vorgang ist bei supermassereichen Schwarzen Löchern äquivalent zur Fusion wesentlich masseärmerer stellarer Schwarzer Löcher, deren Gravitationswellen mit den LIGO/VIRGO-Detektoren nachgewiesen werden konnten.

Aktive galaktische Kerne mit binären Schwarzen Löchern in einem geringen Abstand von nur wenigen Lichtjahren werden bereits seit langer Zeit gesucht. Sie dürften jedoch sehr selten und auch schwer zu identifizieren sein. Zusätzlich zum Nachweis der Kollision von Jetmaterie haben die Forscher auch Anzeichen für eine Präzession des zentralen Jets in TXS 0506+056 gefunden.

Dazu Michal Zajaček vom Zentrum für Theoretische Physik in Warschau, ein weiterer Ko-autor der Veröffentlichung: „Diese Präzession kann entweder durch ein binäres supermassereiches Schwarzes Loch erklärt werden oder aber durch den Lense-Thirring-Präzessionseffekt, wie von Einstein in der Allgemeinen Relativitätstheorie vorhergesagt. Letzterer könnte wiederum durch ein zweites supermassereiches Schwarzes Loch in etwas größerem Abstand im Zentrum der Galaxie ausgelöst worden sein. Beide Szenarien führen zu einer Änderung in der Ausrichtung des Jets, wie wir sie auch beobachten.“

Christian Fendt vom Heidelberger Max-Planck-Institut für Astronomie ist erstaunt: „Je näher wir an den Ursprung der Jets herankommen, desto komplizierter werden innere Struktur und Dynamik dieser Jets. Die binären Schwarzen Löcher erzeugen eine komplexe Struktur in dem ausgeworfenen Material, welches von den kosmologischen Modellen der Galaxienentstehung bei der Verschmelzung von Galaxien erwartet wird.“

Silke Britzen betont das wissenschaftliche Potential des Forschungsergebnisses: „Es ist phantastisch, dass wir die Erzeugung von Neutrinos durch detaillierte Analyse von Jets in Galaxien untersuchen können. Und es wäre wirklich ein Durchbruch, wenn mit unserer Veröffentlichung ein weiterer Kandidat für ein binäres Schwarzes Loch mit zwei Jets bestätigt werden könnte.“

Es scheint zum ersten Mal gelungen zu sein, die Kollision zweier Jets im Zentrum einer Galaxie auf Skalen von nur wenigen Lichtjahren zu bestätigen und die Entdeckung eines kosmischen Neutrinos auf eine Jetkollision zurückführen zu können.

Während TXS 0506+056 vielleicht nicht repräsentativ für die Klasse von BL-Lac-Objekten ist, könnte diese Quelle aber doch maßgeblich sein für die wiederholte Wechselwirkung des Materials zweier Jets und die dadurch hervorgerufene Erzeugung von Neutrinos.

Hintergrundinformation:
Das IceCube Neutrino-Observatorium wurde zur Erforschung des Kosmos tief im Eis der Antarktis errichtet. Mit Detektoren eines Volumens von einem Kubikkilometer Eis sucht IceCube nach nahezu masselosen Elementarteilchen, die als Neutrinos bezeichnet werden. Diese hochenergetischen Botschafter aus den Tiefen des Universums enthalten Informationen über einige der heftigsten astrophysikalischen Phänomene im Universum wie explodierende Sterne, Gammastrahlungsausbrüche, Schwarze Löcher und Neutronensterne.

MOJAVE (Monitoring Of Jets in Active galactic nuclei with VLBA Experiments) ist ein Langzeitprogramm zur systematischen Erfassung von Äderungen in der Gesamthelligkeit und Polarisation von Jets in Verbindung mit aktiven galaktischen Kernen (AGN) am Nordhimmel. Das Very Long Baseline Array (VLBA) umfasst ein Netzwerk von zehn Radioteleskopen, die von Socorro/New Mexico aus gesteuert werden und in einem interferometrischen Modus (Very Long Baseline Interferometrie, VLBI) miteinander verbunden sind.

BL-Lac-Objekte stellen eine besondere Unterklasse von aktiven galaktischen Kernen (AGN) dar. Als AGN wird ein kompakter Bereich im Zentrum bestimmter Galaxien bezeichnet, der eine wesentlich erhöhte Leuchtkraft in einem maßgeblichen Teil des elektromagnetischen Spektrums aufweist. Diese Leuchtkraft ist nichtthermischen Ursprungs und wird durch die Akkretion von Materie in der unmittelbaren Umgebung des zentralen supermassereichen Schwarzen Lochs erzeugt. Der Jet eines BL-Lac-Objekts ist geometrisch direkt auf den Beobachter gerichtet und zeigt demzufolge ein einzigartiges Radioemissionsspektrum.

Die Autoren der Originalveröffentlichung in “Astronomy & Astrophysics” sind Silke Britzen, Christian Fendt, Markus Böttcher, Michal Zajaček, Frederic Jaron, Ilya Pashchenko, Anabella Araudo, Vladimir Karas, und Omar Kurtanidze. Silke Britzen, die Erstautorin, und ebenso Michal Zajaček und Frederic Jaron haben eine MPIfR-Affiliation.

Neben dem MPIfR umfassen die Affiliationen der Ko-autoren das Max-Planck-Institut für Astronomie (Heidelberg), das Centre for Space Research (North-West University, Potchefstroom, Südafrika), das I. Physikalisches Institut der Universität Köln, das Zentrum für Theoretische Physik der polnischen Akademie der Wissenschaften in Warschau, das Institut für Geodäsie und Geoinformation der Universität Bonn, das Astro Space Center des Physikalischen Instituts Lebedev in Russland, das Astronomische Institut und das Institut für Physik der Tschechischen Akademie der Wissenschaften in Prag sowie das Abastumani-Observatorium in Georgien.

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Quelle: MPS.

27. Juni 2019 – Einige Rote Riesensterne geben der Wissenschaft Rätsel auf: Obwohl sie aus sehr altem Sternmaterial bestehen, deuten ihre großen Massen auf ein deutlich jüngeres Alter hin. Wissenschaftlerinnen unter Leitung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) haben den scheinbaren Widerspruch nun gelöst. Dafür untersuchten sie erstmals, in welchen Mengen die Elemente Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff aus den Kernen der Sterne an ihre Oberflächen gewirbelt wurden. Dies ermöglicht einen indirekten Blick auf Vorgänge im Innern. Einige der paradox anmutenden Sterne müssen in einer fortgeschrittenen Phase ihrer Entwicklung mit anderen verschmolzen sein, schließen die Forscherinnen jetzt in der Fachzeitschrift Monthly Notices of the Royal Academy of Sciences. Die Masse ist in diesen Fällen kein geeignetes Kriterium zur Altersbestimmung; die Sterne sind tatsächlich alt.
Hauptreihenstern, Roter Riese, Weißer Zwerg – im Laufe der Millionen oder gar Milliarden von Jahren ihres Lebens durchlaufen Sterne verschiedene Entwicklungsstufen, die sich äußerlich stark unterscheiden. Dennoch sieht man einem Stern sein Alter nicht an – zumindest nicht auf den ersten Blick. Schließlich ist die Dauer jeder Lebensphase von Stern zu Stern sehr unterschiedlich. Mit einem gezielten zweiten Blick können Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler der genauen Lebensgeschichte eines Sterns nachspüren. Verschiedene Methoden erlauben heute eine verlässliche Altersbestimmung.

Doch es gibt knifflige Fälle: Vor vier Jahren entdeckten zwei Forschergruppen unter Leitung des Leibniz-Instituts für Astrophysik Potsdam und des Max-Planck-Instituts für Astronomie Rote Riesensterne, die für Verwirrung sorgten. Satte vier Milliarden Jahre lagen die Ergebnisse verschiedener Altersmessungen auseinander. „Die Sterne schienen gleichzeitig alt und jung zu sein“, erinnert sich Dr. Saskia Hekker vom MPS und der Universität Aarhus in Dänemark, die damals zu beiden Entdeckerteams gehörte und nun Erstautorin der neuen Studie ist. „Dieser Widerspruch hat mich nicht mehr losgelassen“, fügt sie hinzu. Zusammen mit ihrer Kollegin Dr. Jennifer A. Johnson von der Ohio State University in den USA ist es ihr jetzt gelungen, das Rätsel einiger dieser Sterne zu lösen. Die Forscherinnen sind davon überzeugt, dass die Sterne ihr jugendliches Alter nur vortäuschen.

Für ein geradezu greisenhaftes Alter von mehr als 10 Milliarden Jahren spricht das Baumaterial der mysteriösen Roten Riesen. Die Sterne enthalten vergleichsweise wenig Eisen, ein Element, das im Laufe der Entwicklung des Universums nur langsam entstanden ist. Alte Sterne enthalten deshalb im Vergleich zu anderen Stoffen wie Magnesium, Silizium und Calcium wenig Eisen, junge etwas mehr. Um das Verhältnis dieser Elemente zueinander zu bestimmen, spalten Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler das Licht des jeweiligen Sterns in seine einzelnen Wellenlängen auf. In diesem so genannten Spektrum hinterlässt jedes Element, das in dem Stern vorkommt, einen charakteristischen Fingerabdruck.

Eine andere Methode der Altersbestimmung blickt auf die Schwingungen eines Sterns. Mit Methoden der Asteroseismologie lässt sich aus ihnen auf die Masse schließen – und somit auf das Alter. Da im Innern von schweren Sternen besonders hohe Temperaturen herrschen, verbrennt ihr Brennstoff vergleichsweise schnell. Schwere Sterne haben somit eine deutlich geringere Lebenserwartung als leichte. Die rätselhaften Roten Riesen erwiesen sich auf diesem Wege als Schwergewichte. Weniger als 6 Milliarden Jahre dürften sie demnach bisher durchlebt haben.

Die neue Untersuchung löst nun diesen Widerspruch. Die Forscherinnen konnten zeigen, dass einige der Sterne auf eine ausgesprochen ereignisreiche Vergangenheit zurückblicken. „Einige der rätselhaften Sterne müssen während oder nach ihrer Transformation in Rote Riesen mit anderen verschmolzen sein“, fasst Dr. Saskia Hekker die Ergebnisse zusammen. „Ihre hohes Gewicht ist somit keine ursprüngliche Eigenschaft und eignet sich nicht zur Altersbestimmung“, fügt sie hinzu. „Sie sind in Wirklichkeit alt.“

Schlüssel zu diesen Ergebnissen waren die Mengen an Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff an der Oberfläche der Sterne. Sie erlauben einen indirekten Blick ins Sterninnere. Wenn so genannte Hauptreihensterne, also solche, die sich im selben Entwicklungsstadium wie die Sonne befinden, gegen Ende ihres Lebens in Roten Riesen verwandeln, ändert sich ihr innerer Aufbau: Die Elemente Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff, die im Kern entstehen, können in gewaltigen Plasmaströmen an die Oberfläche der Sterne gewirbelt und dort dann nachgewiesen werden. Je nachdem, wie heiß – und damit massereich – der betreffende Stern ist, finden sich die Elemente in unterschiedlichen Verhältnissen.

In ihren Messungen fanden die Forscherinnen in einigen Fällen Werte, die typisch sind für Sterne geringer Masse. „Bevor sie zu Roten Riesen wurden, müssen dieser Sterne noch vergleichsweise leicht gewesen sein“, schlussfolgert Dr. Jennifer Johnson von der Ohio State University. „Ihr heutiges hohes Gewicht lässt sich dadurch erklären, dass sie als Rote Riesen mit anderen Sternen verschmolzen sind“, argumentiert die Forscherin.

Die Erklärung greift nicht für alle untersuchten Sterne. Bei einigen passt die vor Jahren bestimmte hohe Masse gut zum Vorkommen von Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff an ihrer Oberfläche. „Diese Sterne könnten in einer früheren Entwicklungsphase, bevor Kernmaterial an die Oberfläche gewirbelt wurde, mit anderen verschmolzen sein“, so Hekker. Eine endgültige Erklärung steht noch aus.

Die neue Studie bietet einen neuen Zugang zu der Frage, wie häufig Sterne kollidieren und als Folge verschmelzen. Über den Umweg der Altersbestimmung ließen sich Rote Riesen mit einer solch bewegten Vergangenheit nun aufspüren.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung. Vertont von Peter Rittinger.

Das als internationales Projekt unter der Leitung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) hergestellte und betriebene Sonnenobservatorium Sunrise startete am 8. Juni des vergangenen Jahres zu einem 130-stündigen Flug um den Nordpol der Erde (Raumfahrer.net berichtete). Neben einem Sonnenteleskop und ausgeklügelten Mechanismen zur Bildstabilisierung trug das Observatorium zwei wissenschaftliche Instrumente an Bord, welche das Magnetfeld der Sonne eingehend untersuchen sollten. Bei dem ersten Instrument handelte es sich dabei um den Sunrise Filter Imager (SuFI), welcher unter Leitung des MPS entwickelt und gebaut wurde. Das zweite Instrument, das Imaging Magnetograph eXperiment (IMaX), entstand in einem spanischen Konsortium unter der Leitung des Instituto de Astrofisica de Canarias. Zu den weiteren Kooperationspartnern der Sunrise-Mission zur Untersuchung unseres Zentralgestirns zählen das Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik in Freiburg und das High Altitude Observatory in den USA.
Die Oberfläche unserer Sonne befindet sich in ständiger Bewegung. Aus dem Sonneninneren steigt permanent heißes Plasma auf, welches sich bei diesem Aufstieg abkühlt und anschließend wieder hinab sinkt. In der Photosphäre, der etwa 400 Kilometer dicken obersten Schicht der Sonne, bilden diese Plasmabewegungen Tausende von Kilometern große, netzförmig erscheinende Strukturen, welche von den Wissenschaftlern auch als Granulen bezeichnet werden. Unter den hellen, heißeren Bereichen dieser Strukturen steigt das Plasma auf, an den dunklen, kühleren Rändern sinkt es dagegen wieder ab.

Die Plasmaströme der Sonne sind dabei untrennbar mit deren magnetischen Eigenschaften verknüpft, da sich die Bewegungsenergie der Ströme in magnetische Energie umwandelt. Die auf diese Weise entstehenden Magnetfelder zeigen sich zum Beispiel in den dunklen Sonnenflecken, welche manchmal sogar einen größeren Durchmesser als die Erde aufweisen können.

Doch das Magnetfeld der Sonne verfügt auch über deutlich kleinere Strukturen. Hinweise auf diese Bereiche liefern kleine, helle Punkte zwischen den einzelnen Granulen. Dort drängen die starken Magnetfelder das heiße Plasma nach Außen, so dass den Wissenschaftlern an diesen Stellen ein tieferer Blick in das Innere der Sonne möglich ist. Die Helligkeit dieser auch als „bright points“ bezeichneten Zonen liegt dabei in den höheren Temperaturen begründet, welche in diesen speziellen Bereichen herrschen.

Obwohl diese hellen Punkte durch die Aufnahmen einiger großer Sonnenteleskope sichtbar gemacht werden können, ließen sich ihre physikalischen Eigenschaften wie etwa die dortige Stärke des Magnetfeldes bisher nicht eindeutig bestimmen. Ohne die genaue Kenntnis dieser Werte gestaltet sich die Sonnenforschung jedoch problematisch und unvollständig. „Ohne diese Kenntnisse fehlte eine der wichtigsten Voraussetzungen für ein grundlegendes Verständnis der magnetischen Vorgänge auf der Sonne“, so Prof. Dr. Sami K. Solanki, Direktor des MPS. Es ist, so ein Vergleich, als wolle man einen Ameisenhaufen untersuchen, ohne dabei die einzelnen Ameisen erkennen und beschreiben zu können.

Erst das Sonnenobservatorium Sunrise vereinigte schließlich die entscheidenden Eigenschaften, welche zur Untersuchung dieser Regionen notwendig sind: eine hohe räumliche Auflösung von etwa 100 Kilometern und hochpräzise Instrumente, die unter anderem die Stärke der Magnetfelder der Sonne messen können. Bei seinem Flug im vergangenen Jahr trug ein mit Helium gefüllter Forschungsballon das Observatorium bis auf eine Höhe von 37 Kilometern in die Stratosphäre der irdischen Atmosphäre. In dieser Höhe hatte Sunrise den Großteil der Erdatmosphäre und somit auch die bei der bildlichen Abbildung störenden Luftverwirbelungen unter sich gelassen. Mit einem Spiegeldurchmesser von einem Meter ist Sunrise das größte Sonnenteleskop, das jemals den Erdboden verlassen hat. Anders als erdgebundene Teleskope konnte Sunrise dabei auch die ultraviolette Strahlung der Sonne untersuchen, die in der Erdatmosphäre absorbiert und somit aus dem auf der Erdoberfläche erkennbaren Sonnenlicht herausgefiltert wird.

Im Laufe der letzten Monate werteten Wissenschaftler des MPS, des Kiepenheuer-Instituts für Sonnenphysik sowie weiterer Partnereinrichtungen die Messungen aus, die ihnen im vergangenen Sommer gelungen waren. „Die Instrumente von Sunrise konnten Strukturen von nur hundert Kilometern Größe auflösen“, so Prof. Dr. Solanki. Dies ist vergleichbar mit der detaillierten Untersuchung einer Ein-Euro-Münze aus 30 Kilometern Entfernung. Durch diese hohe Auflösung war es dabei auch erstmals in der Geschichte der Sonnenforschung möglich, die hellen Punkte in der Photosphäre näher zu charakterisieren. Mit bis zu 1,8 Kilogauss, so die Resultate, ist das Magnetfeld der Sonne in diesen Bereichen bis zu 3000-mal so stark wie das Magnetfeld der Erde. Die Temperatur liegt dort um etwa 1.000 Grad Celsius höher als in der unmittelbaren nichtmagnetischen Umgebung. „Theoretische Berechnungen legen nahe, dass diese heißen, magnetischen Strukturen einzelnen magnetischen Flussröhren entsprechen“, so Dr. Andreas Lagg vom MPS. Diese Flussröhren stellen die Basiseinheiten des Sonnenmagnetfeldes dar.

Zudem konnten die Wissenschaftler erstmals auch die Helligkeit der hellen Punkte im Bereich der ultravioletten Strahlung (UV-Strahlung) bestimmen. Diese ist etwa fünf Mal stärker als in der unmittelbaren Umgebung. „Nur so ist es möglich, den Beitrag der hellen Flecken zu den Helligkeitsschwankungen der Sonne abzuschätzen“, so Tino Riethmüller vom MPS, welcher damit auch die praktische Bedeutung dieser Messungen darlegt. Da die Atmosphäre unseres Heimatplaneten die UV-Strahlung der Sonne fast vollständig absorbiert, spielt dieser Teil des von der Sonne ausgestrahlten Lichts eine wichtige Rolle bei der Erwärmung der oberen Luftschichten der Erdatmosphäre. Das Wissen über die solare UV-Strahlung ist aus diesem Grund eine entscheidende Grundlage für die Erforschung des Klimas auf unserem Heimatplaneten und dessen zukünftige Entwicklung. Nur mit den entsprechenden Daten ist es möglich, den Anteil der globalen Erwärmung, der von der Menschheit direkt verursacht wird, vom „natürlichen“ Einfluss der Sonne zu trennen. Die Helligkeitsschwankungen der Photosphäre, die Sunrise wie keine Mission zuvor sichtbar machte, spiegeln zudem detailliert die Temperaturverläufe an der Sonnenoberfläche wieder.

Die vorläufigen Ergebnisse der Sunrise-Forschungen wurden jetzt in der Fachzeitschrift „Astrophysical Journal“ im Rahmen von insgesamt 12 Artikeln publiziert (The Astrophysical Journal Letters, 723, L127 – L189).

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• Sunrise – Sonnenobservation am Ballon

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