Quelle: ESON 11. September 2024.

11. September 2024 – Die Bilder des Sterns R Doradus wurden im Juli und August 2023 mit dem Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA ) aufgenommen, einem Observatorium, zu dessen Betreibern die Europäische Südsternwarte (ESO) gehört. Auf ihnen sind riesige, heiße Gasblasen zu sehen, die 75-mal so groß sind wie die Sonne. Sie tauchen auf der Oberfläche auf und sinken schneller als erwartet wieder in das Innere des Sterns zurück.

„Dies ist das erste Mal, dass die brodelnde Oberfläche eines echten Sterns auf diese Weise dargestellt werden kann“, [1] erklärt Wouter Vlemmings, Professor an der Chalmers University of Technology in Schweden und Erstautor der heute in Nature veröffentlichten Studie. „Wir hätten nie erwartet, dass die Daten von so hoher Qualität sind, dass wir so viele Details der Konvektion auf der Sternoberfläche sehen können.“

Sterne gewinnen in ihren Zentren durch Kernfusion Energie. Diese Energie kann in riesigen, heißen Gasblasen zur Oberfläche des Sterns transportiert werden, die dann abkühlen und absinken – wie eine Lavalampe. Diese als Konvektion bezeichnete Durchmischung verteilt die im Kern gebildeten schweren Elemente wie Kohlenstoff und Stickstoff im gesamten Stern. Sie soll auch für die Sternwinde verantwortlich sein, die diese Elemente in den Kosmos befördern, um neue Sterne und Planeten zu bilden.

Bis jetzt wurden Konvektionsbewegungen bei anderen Sternen als der Sonne noch nie im Detail beobachtet. Mit ALMA erstellte das Team im Laufe eines Monats hochauflösende Bilder der Oberfläche von R Doradus. R Doradus ist ein Roter Riese mit einem Durchmesser, der etwa dem 350-fachen der Sonne entspricht, und befindet sich etwa 180 Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Schwertfisch (Dorado). Seine Größe und seine Nähe zur Erde machen ihn zu einem idealen Ziel für detaillierte Beobachtungen. Ferner weist er eine ähnliche Masse wie die Sonne auf, was bedeutet, dass R Doradus wahrscheinlich in etwa so aussieht wie unsere Sonne in fünf Milliarden Jahren, wenn sie zu einem Roten Riesen wird.

„Konvektion erzeugt die wunderschöne körnige Struktur, die auf der Oberfläche unserer Sonne zu sehen ist, aber bei anderen Sternen ist sie schwer zu erkennen“, fügt Theo Khouri hinzu, ein Forscher am Chalmers-Institut und Mitautor der Studie. „Mit ALMA konnten wir nun nicht nur die konvektiven Körnchen direkt sehen – mit einer Größe, die 75-mal so groß ist wie die unserer Sonne! – sondern auch zum ersten Mal messen, wie schnell sie sich bewegen.“

Die Granulen von R Doradus scheinen sich in einem einmonatigen Zyklus zu bewegen, was schneller ist, als Wissenschaftler aufgrund der Funktionsweise der Konvektion in der Sonne erwartet hatten. „Wir wissen bisher nicht, woher der Unterschied kommt. Es scheint, dass sich die Konvektion mit zunehmendem Alter eines Sterns auf eine Weise verändert, die wir bislang nicht verstehen“, erläutert Vlemmings. Beobachtungen wie die von R Doradus helfen uns zu erkennen, wie sich Sterne wie die Sonne verhalten, obwohl sie so kühl, groß und brodelnd werden wie R Doradus.

„Es ist spektakulär, dass wir jetzt die Details auf der Oberfläche von fernen Sternen direkt abbilden und physikalische Vorgänge beobachten können, die bisher meist nur bei unserer Sonne zu erkennen waren“, so Behzad Bojnodi Arbab, Doktorand an der Chalmers University, der ebenfalls an der Studie beteiligt war.

Endnoten
[1] Konvektionsblasen wurden bereits zuvor im Detail auf der Oberfläche von Sternen beobachtet, unter anderem mit dem PIONIER-Instrument am Very Large Telescope Interferometer der ESO. Die neuen ALMA-Beobachtungen verfolgen jedoch die Bewegung der Blasen auf eine zuvor nicht erreichbare Weise.

Weitere Informationen
Diese Studie wurde in einem Artikel mit dem Titel „One month convection timescale on the surface of a giant evolved star“ vorgestellt, der in Nature (doi:10.1038/s41586-024-07836-9) erscheinen wird.

Das Team besteht aus W. Vlemmings (Chalmers University of Technology, Schweden [Chalmers]), T. Khouri (Chalmers), B. Bojnordi (Chalmers), E. De Beck (Chalmers) und M. Maercker (Chalmers).

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

Über die ESO
Die Europäische Südsternwarte (ESO) befähigt Wissenschaftler*innen weltweit, die Geheimnisse des Universums zum Nutzen aller zu entdecken. Wir entwerfen, bauen und betreiben Observatorien von Weltrang, die Astronominnen und Astronomen nutzen, um spannende Fragen zu beantworten und die Faszination der Astronomie zu wecken, und wir fördern die internationale Zusammenarbeit in der Astronomie. Die ESO wurde 1962 als zwischenstaatliche Organisation gegründet und wird heute von 16 Mitgliedstaaten (Belgien, Dänemark, Deutschland, Frankreich, Finnland, Irland, Italien, den Niederlanden, Österreich, Polen, Portugal, Schweden, der Schweiz, Spanien, der Tschechischen Republik und dem Vereinigten Königreich) sowie dem Gastland Chile und Australien als strategischem Partner unterstützt.

Der Hauptsitz der ESO und ihr Besucherzentrum und Planetarium, die ESO Supernova, befinden sich in der Nähe von München in Deutschland, während die chilenische Atacama-Wüste, ein wunderbarer Ort mit einzigartigen Bedingungen für die Himmelsbeobachtung, unsere Teleskope beherbergt. Die ESO betreibt drei Beobachtungsstandorte: La Silla, Paranal und Chajnantor. Am Standort Paranal betreibt die ESO das Very Large Telescope und das dazugehörige Very Large Telescope Interferometer sowie Durchmusterungsteleskope wie z. B. VISTA. Ebenfalls am Paranal wird die ESO das Cherenkov Telescope Array South betreiben, das größte und empfindlichste Gammastrahlen-Observatorium der Welt. Zusammen mit internationalen Partnern betreibt die ESO auf Chajnantor APEX und ALMA, zwei Einrichtungen zur Beobachtung des Himmels im Millimeter- und Submillimeterbereich. Auf dem Cerro Armazones in der Nähe von Paranal bauen wir „das größte Auge der Welt am Himmel“ – das Extremely Large Telescope der ESO. Von unseren Büros in Santiago, Chile, aus unterstützen wir unsere Aktivitäten im Land und arbeiten mit chilenischen Partnern und der Gesellschaft zusammen.

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

Fachartikel
https://www.eso.org/public/switzerland-de/news/eso2412/

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Sag mir, wie du wackelst – und ich sage dir, wie alt du bist. Astronominnen und Astronomen haben mit der Asteroseismologie ein Werkzeug entwickelt, um Sternen intime Details zu entlocken. Die Sternenbeben verraten dazu, wie groß und schwer ein Stern ist und außerdem, wie viel Wasserstoff er in seinem Zentrum schon zu Helium verbrannt hat.

Mit der Asteroseismologie können Forschende regelrecht in Sterne hineinhören. Ähnlich wie Erdbeben auf der Erde uns verraten, was im Inneren der Erde los ist, verraten die Schwingungen von Sternen, wie ihr Inneres aufgebaut ist.

Franzi erzählt die Geschichte der Asteroseismologie – und wie das überhaupt funktioniert, die Schwingungen und Sternenbeben eines Objekts zu vermessen, auf dem wir garantiert nie einen Seismographen aufstellen werden.

Im AstroGeo Podcast erzählen sich die Wissenschaftsjournalisten Franziska Konitzer und Karl Urban regelmäßig eine Geschichte, die ihnen entweder die Steine unseres kosmischen Vorgartens eingeflüstert – oder die sie in den Tiefen und Untiefen des Universums aufgestöbert haben. Der Podcast ist auch auf iTunes oder Spotify zu finden.

Frühere Ausgaben des AstroGeo Podcast gibt es auf astrogeo.de. AstroGeo ist der Podcast der Riffreporter eG. Er ist frei verfügbar und entsteht durch die finanzielle Unterstützung seiner Hörerinnen und Hörer. Das geht mit einem monatlichen Abonnement oder einer Spende. Diese und jede andere Form der finanziellen Unterstützung hilft dabei, dass der Podcast weiter werbefrei bleibt.

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Quelle: Universität Potsdam 29. August 2023.

29. August 2023 – Warum spucken Vulkane Lava? Welche Geheimnisse stecken in der Luft? Warum ist Jura schon für Kinder interessant? Und wie kann das Klassenzimmer der Zukunft aussehen? Bei der 18. Potsdamer Kinder-Universität, die am 29. September 2023 auf dem Uni-Campus in Golm stattfindet, werden diese und viele weitere Fragen beantwortet. Außerdem gibt es Spannendes über Schwarze Löcher, das Geheimnis der Schöpfung und des Urknalls sowie die Wunder der Pflanzenwelt zu erfahren. Zu den 13 Vorlesungen werden bis zu 2.000 Kinder der dritten und vierten Klassen erwartet. Das thematische Spektrum reicht von A wie Astronomie bis Z wie Zoologie. Zusätzlich werden einige der Vorlesungen online gestreamt, damit alle, für die der Weg zu weit ist, trotzdem live dabei sein können! Ab dem 5. September 2023 ist die Anmeldung möglich unter https://www.uni-potsdam.de/de/up-entdecken/up-erleben/kinder-universitaet/vor-ort.

Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler aus verschiedensten Disziplinen laden die Studierenden von morgen dazu ein, einen Tag lang Uni-Luft zu schnuppern und mehr über ihre spannende Forschung zu erfahren. So erklärt ein Ernährungswissenschaftler, warum uns Süßes so gut schmeckt und wieso es trotzdem nicht nur gut für uns ist. Ein Historiker berichtet davon, was und wie die Menschen in der Antike gegessen haben und wie man darüber heute noch etwas herausfinden kann. Ein Gartenpädagoge vom Botanischen Garten führt durch die Wunder und Kuriositäten der Pflanzenwelt – und das nicht nur mit Bildern, denn er bringt auch welche mit, wie eine Toilettenpflanze oder einen Leberwurstbaum!

Andere Vorlesungen laden zu Reisen und Abenteuern ein: mit einem Astrophysiker ins All zu Schwarzen Löchern, Roten Riesen und Weißen Zwergen, mit einer Geoforscherin in die Welt der brodelnden und zischenden Vulkane oder mit einer Bildungsforscherin ins Klassenzimmer der Zukunft – mit Chatbot auf dem Tablet, VR-Brille und Roboter.

Die erste Vorlesungsstaffel beginnt um 9.30 Uhr, die zweite um 11.15 Uhr. Zuvor werden die Mädchen und Jungen auf dem Campus Golm offiziell begrüßt. Im Anschluss an die Vorlesungen können sie in der Mensa Mittag essen und sich bei Bewegungsspielen des Hochschulsports austoben.

Zeit: 29.August 2023, Begrüßung: 9.00 und 10.45 Uhr
Ort: Campus Golm, Karl-Liebknecht-Str. 24–25, 14476 Potsdam
E-Mail: kinderuni(at)uni-potsdam.de
Internet: https://www.uni-potsdam.de/de/up-entdecken/up-erleben/kinder-universitaet

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Quelle: Institute of Science and Technology Austria (ISTA) 23. Februar 2023.

23. Februar 2023 – Die Erste auf ihrem Gebiet: Die Astrophysikerin Lisa Bugnet wird Teil des Institute of Science and Technology Austria (ISTA). Mit ihr erschließt das Institut ein neues Feld und ermöglicht zahlreiche interdisziplinäre Kooperationen. Ähnlich wie wir die Seismologie nutzen, um die Struktur der Erde zu erforschen, untersucht Bugnet mithilfe der Asteroseismologie die Magnetfelder von Sternen. So will die Forscherin mehr über Alter und Entwicklung von Sternen erfahren und schließlich unser Wissen über das ganze Universum erweitern.

Als Lisa Bugnet ein Kind war, ließ ihr Vater, ein Amateur-Astrofotograf, sie durch sein Teleskop schauen. Die schönen Bilder faszinierten sie, aber das war ihr nicht genug. „Ich wollte unbedingt wissen, was alles hinter den Bildern steckt“, erinnert sich Bugnet. Die Faszination aus Kindheitstagen wurde zu ihrem Leitstern. Nach ihrer Doktorarbeit am französischen Kommissariat für Atomenergie und alternative Energien (CEA) in Paris und zwei Postdoc-Jahren am renommierten Flatiron Institute in New York City, USA, hat ihre Neugier sie nun als Assistenzprofessorin an das Institute of Science and Technology Austria (ISTA) geführt – eine einzigartige Chance für junge Forscher*innen: „Meist tritt eine Astrophysiker*in in eine etablierte Physik- oder Astrophysikabteilung ein. Am ISTA habe ich die Ressourcen, um meine eigene Gruppe zu bilden, und die Freiheit, mich auf genau das zu konzentrieren, was mich interessiert“, erklärt Lisa Bugnet. Zudem ermöglicht der interdisziplinäre Charakter des Instituts die Zusammenarbeit mit Bereichen, die für die Astrophysik untypisch sind, wie z. B. den Geowissenschaften und maschinellem Lernen.

Mithilfe von Sternenbeben und Roten Riesen
Das Alter eines Sterns ist nicht nur wichtig, um seine Entwicklung nachvollziehen zu können, es liefert auch wesentliche Informationen über die Entwicklung der mit ihm verbundenen Galaxien sowie kleiner und großer astronomischer Strukturen. Jüngste Beobachtungen zeigen, dass die Rotation von Sternen langsamer ist als von den derzeitigen Modellen vorhergesagt. Das wirkt sich wiederum auf die Schätzung ihres Alters aus. Stellare Magnetfelder könnten der Schlüssel zur Erklärung dieses Phänomens sein, ist Bugnet überzeugt.

Die Erde hat bekanntlich ihr eigenes Magnetfeld – die atemberaubenden Polarlichter beispielsweise, sind nur eine der sichtbaren Auswirkungen. Auch viele der Sterne, die wir über uns sehen – einschließlich unserer Sonne – haben ebenfalls Magnetfelder. Doch noch verstehen wir sie zu wenig, um sie in Modelle der Sternentwicklung einzubeziehen. Hier kommen Lisa Bugnet und die Asteroseismologie ins Spiel. So wie die Seismologie Wellen nutzt, um die Zusammensetzung und Prozesse der verschiedenen Erdschichten zu verstehen, nutzt die Asteroseismologie die Schwingungen von „Sternenbeben“, um die Eigenschaften von Sternen aufzudecken. So konnten Wissenschafter*innen bereits die Struktur und Temperatur im Innern von Sternen beschreiben. Nun wird Bugnet mithilfe der Asteroseismologie stellare Magnetfelder untersuchen. Zurzeit konzentriert sie sich auf Rote Riesen, massearme Sterne in den späten Stadien ihrer Entwicklung. Aufgrund der zusammengezogenen Kerne dieser Sterne entstehen mehrere Arten von Wellen, die es Bugnet ermöglichen, die Magnetfelder in den inneren und äußeren Schichten des Sterns zu untersuchen.

Daten aus dem All
Die Daten, mit denen Lisa Bugnet von Klosterneuburg aus die Sterne untersucht, stammen von Weltraummissionen zur Entdeckung von Exoplaneten. Die wichtigste dieser Missionen ist die Kepler-Mission der NASA. In Zukunft wird das Projekt PLATO der Europäischen Weltraumorganisation wertvolle Daten sammeln, eine Mission, die in Kürze startet und deren Prozess zur Datenaufbereitung Bugnet mitentwickelt hat. Zusätzlich zu diesen internationalen Datenbanken arbeitet Bugnet mit Modellierungen und maschinellem Lernen, um die Gestirne zu erkunden. „Alles, was ich wirklich brauche, um in die Sterne und die Geschichte des Universums einzutauchen, ist mein Computer“, so die junge Forscherin.

Auf zu neuen Horizonten
ISTA-Präsident Martin Hetzer heißt die neue Assistenzprofessorin herzlich willkommen: „Mit der Ernennung von Lisa Bugnet begrüßen wir nicht nur unsere erste Astrophysikerin, sondern auch eine außergewöhnliche Wissenschafterin, deren Arbeit unser Verständnis der Sterne, einschließlich unserer eigenen Sonne, tiefgreifend beeinflussen wird.“ Ein zweiter Astrophysiker, Jorryt Matthee, wird im September 2023 als Assistenzprofessor Teil des ISTA. In seiner Forschung konzentriert er sich auf die Astrophysik von Galaxien, großräumigen Strukturen, die Bugnets sternbasierte Forschung ergänzen werden. Das Institut wirbt aktiv um weitere Astrophysiker*innen. Bereits auf dem Campus und ebenfalls mit einem Auge auf den Himmel ist Assistenzprofessorin Bingqing Cheng, deren Computational Materials Science Gruppe einen datengesteuerten Ansatz für die Chemie außerirdischer – und anderer – Umgebungen verwendet.

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• Institute of Science and Technology Austria (ISTA)

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

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

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

Altersabschätzungen aus der Sternchemie

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

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

Wie große Galaxien allmählich wachsen

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

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

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

Was kam vor den Jugendjahren unserer Milchstraße?

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

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

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

Was Simulationen über die uralten Kernregionen der Milchstraße sagen

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

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

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

Die Suche nach dem uralten Kern

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

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

Rote Riesen aus DR3

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

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

Mit maschinellem Lernen zur Metallizität

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

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

Zuverlässige Metallizitäten für 2 Millionen helle Riesensterne

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

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

Eine Karte des uralten Herzens der Milchstraße

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

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

Chemische Bestätigung

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

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

Könnten wir sogar die Vorläufer-Galaxien der Milchstraße identifizieren?

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

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

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

Hintergrundinformationen

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

Originalveröffentlichung

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

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• GAIA

Der Beitrag Astronomen identifizieren das uralte Herz unserer Milchstraße erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: TU Dortmund.

19. April 2022 – Es handelt sich dabei um die erste Nova, bei der solch energiereiche Strahlungen nachgewiesen wurden. Das Ereignis könnte neue Erkenntnisse über diese Art von Explosionen und die mögliche Rolle liefern, die sie bei der Erzeugung der mysteriösen hochenergetischen kosmischen Strahlung spielen, die unsere Milchstraße durchdringt. Die Ergebnisse der Forscher*innen wurden jüngst in der renommierten Fachzeitschrift Nature Astronomy publiziert.

Wenn ein Stern stirbt, dehnt er sich zunächst zu einem Roten Riesenstern aus und kollabiert dann zu einer Sternenleiche, einem Weißen Zwerg. Dieser besteht aus einem sehr dichten Material: ein Teelöffel davon würde etwa eine Tonne wiegen. Unter bestimmten Umständen können diese Sternleichen noch einmal gigantische Explosionen hervorrufen: Wenn der Weiße Zwerg einen Begleiter hat, der seinerseits in die Phase des Roten Riesen übergeht, kann der Wasserstoff aus den ausgedehnten äußeren Schichten des Riesen der enormen Anziehungskraft des dichten Zwergs erliegen und sich auf dessen Oberfläche ansammeln. Der „tote“ Stern entzieht dem aktiven Stern also Gas und wird deshalb auch „Vampirstern“ genannt. Vereinzelt kann es in solchen Systemen sogar zu Kernexplosionen auf der Oberfläche kommen, die einen Großteil des Wasserstoffs und der Fusionsprodukte ins All schleudern. Da die Explosion extrem hell ist, wird der Vorgang auch „stella nova“ (neuer Stern, kurz „Nova“) genannt. In manchen Fällen wiederholt sich der Gastransfer und damit auch der Nova-Ausbruch. Das wird als wiederkehrende Nova bezeichnet.

Extrem energiereiche Gammastrahlen
Eine dieser wiederkehrenden Novae ist das Objekt RS Ophiuchi in unserer Milchstraße, für das die nächste Explosion im vergangenen Jahr erwartet worden war. Am 8. August 2021 konnten Teleskope dann tatsächlich das Licht der Explosion entdecken. Einen Tag später richteten Astronom*innen der MAGIC-Kollaboration, einem internationalen Zusammenschluss von rund 160 Wissenschaftler*innen, ihre Teleskope auf die laufende Eruption aus. Bei den Teleskopen handelt es sich um ein System aus zwei bildgebenden Luft-Tscherenkov-Teleskopen mit 17 m Durchmesser. Dank der guten Beobachtungsbedingungen auf La Palma und der einzigartigen Empfindlichkeit des MAGIC-Systems konnten bei der Nova extrem energiereiche Gammastrahlen nachgewiesen werden, die auf Beschleunigungen von Protonen zurückgeführt werden konnten. „Die Beobachtung von Himmelsobjekten bei derartig großen Energien öffnet einzigartige Fenster ins extreme Universum. Wir können so die Prozesse, bei denen im Universum Teilchen auf Energien beschleunigt werden, die deutlich größer sind als in irdischen Experimenten, im Detail studieren“, erklärt Dr. Dominik Elsässer von der Fakultät Physik und Mitglied im Lenkungsausschuss der MAGIC-Kollaboration.

Novaausbrüche sind für sich genommen weniger energiereich als ihre Schwestern – Supernovae, bei denen ein ganzer Stern in einer Explosion zerrissen wird – kommen aber viel häufiger vor. Die Ergebnisse deuten darauf hin, dass der Großteil der hochenergetischen kosmischen Strahlung, die die Milchstraße durchdringt, zwar wahrscheinlich aus anderen Quellen stammt, dass aber Novae anscheinend überraschend effizient lokale Regionen mit einer Überdichte an kosmischer Strahlung in ihrer Nachbarschaft erzeugen. Um solche explosiven Ereignisse vollständig zu verstehen, sind weitere Beobachtungen erforderlich. Die Arbeitsgruppen an der TU Dortmund beteiligen sich daran insbesondere mit Detektorsimulationen sowie der Entwicklung von intelligenter Analysesoftware. Seit Januar 2022 widmen sich außerdem Forschende der TU Dortmund, der Ruhr-Uni Bochum und der Universität Wuppertal im Sonderforschungsbereich (SFB) 1491 dem Verständnis der Vorgänge bei der kosmischen Wechselwirkung von verschiedenen Materieformen. „Erst das interdisziplinäre Zusammenspiel aus Teilchenphysik, Astrophysik, Plasmaphysik und Datenwissenschaften macht fundamentale Durchbrüche möglich“, sagt Prof. Wolfgang Rhode, Professor für Astroteilchenphysik an der TU Dortmund und Co-Sprecher des SFB 1491.

Originalpublikation:
Proton acceleration in thermonuclear nova explosions revealed by gamma rays
https://www.nature.com/articles/s41550-022-01640-z
DOI: 10.1038/s41550-022-01640-z

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• Gamma Ray Bursts (GRBs)

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Quelle: Max-Planck-Institut für Physik.

14. April 2022 – Licht an, Licht aus – so könnte man das Verhalten der Nova beschreiben, die auf den Namen RS Ophiuchi (RS Oph) hört. Alle etwa 15 Jahre kommt es im Sternbild des Schlangenträgers zu einer dramatischen Explosion. Geburtsort einer Nova sind Systeme, in denen zwei sehr unterschiedliche Sterne in einer parasitären Paarbeziehung leben: Ein weißer Zwerg, ein kleiner, ausgebrannter und ungeheuer dichter Stern – ein Teelöffel seiner Materie wiegt ungefähr 1 Tonne – umkreist einen roten Riesen, einen alten Stern, der bald verglühen wird.

Der sterbende Riesenstern füttert den Weißen Zwerg mit Materie: Er stößt seine äußere Wasserstoffschicht ab, das Gas strömt auf den nahen Weißen Zwerg. Dieser Materiefluss hält an, bis der Winzling sich „überfrisst“ und zu heiß wird. Die Temperatur und der Druck in den neu gewonnen Sternhüllen sind dann so groß, dass sie in einer gigantischen thermonuklearen Explosion weggeschleudert werden. Der Zwergstern bleibt dabei erhalten und der Kreislauf beginnt von Neuem – bis sich das Spektakel wiederholt.

Explosion im hohen Energiebereich
Dass bei solchen Explosionen hohe Energien im Spiel sind, war vermutet worden. Die beiden MAGIC-Teleskope zeichneten Gammastrahlen mit dem Wert von 250 Gigaelektronenvolt (GeV) auf, mit die höchsten Energien, die je bei einer Nova gemessen wurden. Zum Vergleich: Die Strahlung ist hundert Milliarden Mal energiereicher als das sichtbare Licht.

MAGIC beobachtete die Nova nach Meldungen von Instrumenten, die auf andere Wellenlängen spezialisiert sind. „Der dramatische Ausbruch der Nova RS-Oph zeigt, dass sich die kurze Reaktionszeit der MAGIC-Teleskope auszahlt: Sie brauchen höchstens 30 Sekunden, um sich auf ein neues Ziel auszurichten“, sagt David Green, Wissenschaftler am Max-Planck-Institut für Physik und einer der Autoren der Beitrags.

Nach der Explosion breiteten sich mehrere Stoßfronten im Sternwind des Roten Riesen und im interstellaren Medium aus, welches das Doppelstern-System umgibt. Diese Schockwellen sind ein natürlicher Teilchenbeschleuniger, also ein riesiges Kraftwerk, das Teilchen auf nahezu Lichtgeschwindigkeit bringt. Die kombinierten Messdaten legen nahe, dass die Gammastrahlen von energiereichen Protonen, Kernen von Wasserstoffatomen, ausgehen.

Beschleunigte Protonen Teil der kosmischen Strahlung
„Damit kommen Nova-Ausbrüche auch als Quelle für die kosmische Strahlung in Frage“, erklärt David Green. „Allerdings spielen sie dabei eher die Rolle von Lokalmatadoren. Das heißt, sie tragen nur in ihrer unmittelbaren Umgebung zur kosmischen Strahlung bei. Die Hauptakteure der kosmischen Strahlung sind Supernova-Überreste. Die Schockwellen, die von dieser Art Sternexplosion ausgehen, sind bedeutend heftiger als bei einer Nova.“

Um das komplizierte Zusammenspiel von energiereichen Himmelsereignissen und dem interstellaren Medium in der Milchstraße vollständig zu verstehen, brauchen wir weitere Beobachtungen wie die aktuell veröffentlichten. Die MAGIC-Kollaboration wird daher auch in Zukunft Ausschau nach „unruhigen“ Objekten in unserer Galaxie – und darüber hinaus – halten.

Publikation
Proton acceleration in thermonuclear nova explosions revealed by gamma rays
The MAGIC Collaboration
Nature Astronomy
DOI: 10.1038/s41550-022-01640-z
https://www.nature.com/articles/s41550-022-01640-z

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• Gamma Ray Bursts (GRBs)

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Quelle: Universität Stuttgart.

Ein Team um die Wissenschaftlerin Kathleen Kraemer vom Boston College (Massachusetts, USA) hat mit SOFIA insgesamt 33 unterschiedlich stark pulsierende Sterne in unserer Milchstraßengalaxie beobachtet, von denen einige offensichtlich üppige Mengen von Kohlenstoff in den interstellaren Raum ausstoßen. Dieser Kohlenstoff entsteht durch Heliumfusion tief im Inneren von Sternen und gelangt während ihrer weiteren Entwicklung an die Oberfläche der Sterne. Um als Bausteine für komplexe Strukturen wie die DNA und somit das Leben, wie wir es kennen, bereit zu stehen, muss der Kohlenstoff jedoch noch im Weltraum verteilt werden.

Die von Kathleen Kraemer geleitete Untersuchung zeigt, dass einige Mira-Sterne – Rote Riesen im Spätstadium – mit besonders starken Pulsationen die notwendigen starken Sternwinde produzieren können, um kohlenstoffreiches Gas und Staub in den interstellaren Raum hinaus zu schleudern. So genannte halbregulierte Sterne, die viel schwächer pulsieren, können ihr Material hingegen nicht so effektiv ausstoßen. Mira-Sterne sind daher für die Verteilung großer Mengen von Kohlenstoff im Universum verantwortlich.

„Wir wissen, dass essentielle Elemente wie Kohlenstoff von Sternen stammen“, sagt Kathleen Kraemer. „Aber diese starken Pulsationen erklären nun, wie sich der Kohlenstoff von den Sternen wegbewegt, um an anderen Orten komplexere Strukturen zu entwickeln, die im Fall der Erde schließlich zur Entstehung der DNA und somit von Leben führen.“

In früheren Studien wurden bereits pulsierende Sterne in anderen Galaxien wie der Großen Magellanschen Wolke beobachtet, aber die SOFIA-Daten liefern neue Erkenntnisse darüber, wie Kohlenstoff in unserer eigenen Milchstraßengalaxie verteilt wird.

Weitere Links zum Thema:
Stellar Pulsation and the Production of Dust and Molecules in Galactic Carbon Stars, K. E. Kraemer, et al., 2019, ApJ, 887, 1
Pulsing Stars Distribute Key Ingredient for Life, NASA News
The Chemical Enrichment of the Universe, News des SOFIA Science Misson operation Center

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

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• Stratosphären-Observatorium SOFIA

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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung.

Dunkle, zum Teil riesige Sternflecken an der Oberfläche sind unter Roten Riesensternen verbreiteter als bisher angenommen. In der Fachzeitschrift Astronomy & Astrophysics berichten Forscherinnen und Forscher unter Leitung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen, dass etwa acht Prozent der Roten Riesen solche Flecken zeigen. Sie sind Ausdruck starker Magnetfelder an der Oberfläche des Sterns. Die Magnetfelder entstehen tief im Innern in einem Prozess, der unter anderem Konvektion und eine schnelle Eigendrehung des Sterns voraussetzt. Obwohl Rote Riesen gemeinhin als langsam rotierende Sterne gelten, bilden diejenigen mit Sternflecken offenbar eine Ausnahme. Die aktuelle, umfassende Analyse identifiziert verschiedene Gründe für deren ungewöhnliche Drehfreude: vom erzwungenen Gleichtakt mit einem anderen, eng benachbarten Stern über das Verschlucken eines Sterns oder Planeten bis hin zu einer schnellen Ausgangsdrehgeschwindigkeit in einer frühen Entwicklungsphase.

Zu den auffälligsten Eigenschaften der Sonne gehören die Sonnenflecken, dunkle Bereiche auf ihrer ansonsten hellen Oberfläche, die zum Teil sogar ohne Vergrößerung von der Erde aus sichtbar sind. Auch zahlreiche andere Sterne, die sich wie die Sonne in der Blütezeit ihres Lebens befinden, sind von Flecken überzogen. Bei Roten Riesen hingegen, die sich in einem fortgeschrittenen Stadium der Sternentwicklung befinden, galten sie bisher als Seltenheit. Die Ursache für diesen Unterschied findet sich im Innern der Sterne. Aus dem Zusammenspiel von elektrisch leitenden Plasmaströmen und der Rotation des Sterns entstehen in einem Dynamoprozess die Magnetfelder des Sterns und setzen sich bis an seine Oberfläche fort. An manchen Stellen verhindern besonders starke Magnetfelder, dass heißes Plasma nach oben strömt. Diese Regionen erscheinen dunkel und werden als Sternflecken bezeichnet.

„Damit sich an der Oberfläche eines Sterns Magnetfelder und Sternflecken ausbilden, sind Rotation und Konvektion entscheidende Zutaten“, erklärt Dr. Federico Spada vom MPS, Ko-Autor der neuen Studie. „Sterne, bei denen sich die Konvektion in einer außenliegenden Schicht abspielt, haben das Potential, durch Dynamoprozesse Magnetfelder an der Oberfläche zu erzeugen. Diese magnetische Aktivität ist nur dann messbar, wenn der Stern schnell genug rotiert“, fügt er hinzu. Bisher hatten Forscherinnen und Forscher angenommen, dass fast alle Roten Riesen eher gemächlich um die eigene Achse rotieren. Schließlich dehnen sich Sterne, wenn sie sich gegen Ende ihres Lebens zu Roten Riesen entwickeln, dramatisch aus. Ihre Eigenrotation verlangsamt sich dadurch wie bei einem Pirouetten drehenden Eiskunstläufer, der die Arme ausstreckt. Die neue Studie unter Leitung des MPS und der New Mexiko State University (USA) zeigt nun ein anderes Bild. Etwa acht Prozent der beobachteten Roten Riesen drehen sich so schnell, dass Flecken entstehen können.

Das Forscherteam durchforstete die Messdaten von etwa 4.500 Roten Riesen, die das Weltraumteleskop Kepler von 2009 bis 2013 aufgenommen hat, nach Hinweisen auf Flecken. Solche Flecken mindern die Lichtmenge, die ein Stern ins All sendet. Da sie sich in der Regel über mehrere Monate nur leicht verändern, drehen sie sich nach und nach aus dem Blickfeld des Teleskops – und erscheinen dann nach einiger Zeit wieder. Dies erzeugt typische, regelmäßig wiederkehrende Helligkeitsschwankungen.

Im zweiten Schritt gingen die Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler der Frage nach, warum die fleckigen Riesen sich so schnell drehen. Woher nehmen sie die nötige Energie? „Um diese Frage zu beantworten, mussten wir ganz genau hinsehen, möglichst viele Eigenschaften der Sterne bestimmen und daraus ein Gesamtbild zusammensetzen“, so MPS-Wissenschaftler Dr. Patrick Gaulme, Erstautor der Studie. Am Apache Point Observatory in New Mexiko (USA) untersuchten die Forscherinnen und Forscher etwa, wie sich die Wellenlängen des Sternlichtes einiger Sterne mit der Zeit verändern. So sind Rückschlüsse auf ihre genaue Bewegung möglich. Zudem schaute das Team auf schnelle Helligkeitsschwankungen, die den langsameren, durch Sternflecken verursachten überlagert sind. Die schnelleren Schwankungen sind Ausdruck von Druckwellen, die sich durch das Innere eines Sterns bis zu seiner Oberfläche ausbreiten. Ihre Analyse erlaubt es, viele innere Eigenschaften des Sterns zu bestimmen wie etwa das Gewicht und das Alter.

Wie sich zeigte, gehören etwa 15 Prozent der fleckigen Riesen zu Doppelsternsystemen, die auch einen weiteren, kleineren und somit drehfreudigen Stern beherbergen. „In solchen Systemen gleichen sich die Rotationsgeschwindigkeiten beider Sterne mit der Zeit an, bis sie sich wie zwei Paarläufer beim Eiskunstlauf im Gleichtakt drehen“, so Gaulme. Der zunächst langsamere Rote Riese gewinnt dadurch an Schwung.

Die anderen fleckigen Riesen, etwa 85 Prozent, sind Einzelkämpfer – und rotieren dennoch schnell. Die leichteren von ihnen, deren Gewicht in etwa dem der Sonne entspricht, sind wahrscheinlich im Laufe ihrer Entwicklung mit einem weiteren Stern oder einem Planeten verschmolzen und haben dadurch Fahrt aufgenommen. Die etwas schwereren, deren Gewicht zwischen dem zweifachen und dreifachen Gewicht der Sonne liegt, blicken auf einen anderen Werdegang zurück. In der Blütezeit ihres Lebens, bevor sie zu Roten Riesen wurden, verhinderte ihr innerer Aufbau das Entstehen eines globalen Magnetfeldes, das Sternteilchen nach und nach vom Stern wegleitet. Anders als bei ihren magnetischen Kollegen, die sich im Laufe der Zeit deshalb immer langsamer drehen, hat sich ihre Rotation wohl nie deutlich abgebremst. Sie rotieren auch als Rote Riesen noch fast so schnell wie in jungen Jahren.

„Die Beobachtung, dass einige Rote Riesen Flecken haben, hat uns zu drei verschiedenen Gruppen schnell rotierender Sterne geführt“, so Gaulme zusammenfassend. „Es ist also kein Wunder, dass das Phänomen weiter verbreitet ist, als wir bisher dachten“, fügt er hinzu.

Studien wie die vorliegende werfen Licht auf die Entwicklung der Rotation und der magnetischen Aktivität bei Sternen und auf ihr komplexes Zusammenspiel, einschließlich der Auswirkungen auf die Bewohnbarkeit der Planetensysteme, die sie beherbergen könnten. Diese gehören zu den Hauptzielen der ESA-Mission PLATO, deren Start für Ende 2026 erwartet wird. „Wir freuen uns auf die PLATO-Mission; mit ihren einzigartigen Langzeitbeobachtungen werden wir in der Lage sein, unsere Studie auf andere Regionen der Milchstraße auszudehnen“, schließt Spada.

Diese Forschung wurde vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) im Rahmen des PLATO Data Center grant 50OO1501 unterstützt.

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• Sternentwicklung

Der Beitrag Riesig, rot und voller Flecken 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.

Derartige Sternformationen sind typischerweise in den ‚Armen‘ von Spiralgalaxien oder in den sternreichen Regionen von irregulären Galaxien zu beobachten.

Der offene Sternhaufen Messier 47
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 Puppis (zu deutsch „Achterdeck des Schiffs“) gelegenen Haufen Messier 47.

Erstmals erwähnt wurde dieser Sternhaufen in dem im Jahr 1654 von dem italienischen Astronomen Giovanni Battista Hodierna veröffentlichten Katalog „De Amirandis Coeli Characteribus“, in dem rund 40 Deep-Sky-Objekte aufgelistet sind. Der Sternhaufen wurde schließlich unabhängig von den Beobachtungen Hodiernas von dem französischen Astronomen Charles Messier ’neu entdeckt‘ und anschließend unter der Nummer „47“ in dessen Messier-Katalog aufgenommen, welcher 110 markante Nebel, Sternhaufen und Galaxien beschreibt.

M 47 – so die verkürzte Namensbezeichnung dieses Sternhaufens – befindet sich in einer Entfernung von etwa 1.600 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem und ist einer der am ‚dünnsten besiedelten‘ offenen Sternhaufen innerhalb unserer Heimatgalaxie. In einem Gebiet, welches über eine Ausdehnung von rund 12 Lichtjahren verfügt, konzentrieren sich hier lediglich etwa 50 Sterne. Trotzdem erreicht dieser Sternhaufen, welcher am Nachthimmel über einen Durchmesser von knapp 30 Bogenminuten verfügt, eine scheinbare Helligkeit von 4,4 mag und kann somit unter guten Bedingungen bereits mit dem bloßen Auge beobachtet werden.

Allerdings war der offene Sternhaufen Messier 47 nicht immer so einfach aufzufinden. Tatsächlich galt er über einen langen Zeitraum sogar als ‚vermisst‘, da Charles Messier dessen Himmelskoordinaten fehlerhaft notiert hatte. Zwischenzeitlich wurde M 47 deshalb unter der Bezeichnung NGC 2422 in den New General Catalogue des dänischen Astronomen Johan Ludvig Emil Dreyer aufgenommen. Die Feststellung, dass es sich bei M 47 und NGC 2422 in Wirklichkeit um das gleiche Objekt handelt, wurde erst im Jahre 1959 von dem kanadischen Astronomen T. F. Morris getätigt.

Viele ‚blaue‘, aber auch wenige ‚rote‘ Sterne
Aus den unterschiedlichen Farben, in denen die Sterne von M 47 ‚leuchten‘, können die Astronomen auf deren jeweilige Temperaturen schließen, da heißere Sterne im Bereich des sichtbaren Lichtspektrums ‚blauer‘ und kühlere Sterne ‚röter‘ erscheinen. Diese Beziehung zwischen der Farbe, der Helligkeit und der Temperatur kann durch die sogenannte Planck-Kurve dargestellt werden. Durch spektroskopische Untersuchungen des Lichts können die Astronomen zudem weitere Erkenntnisse über die Sterne gewinnen. Neben der chemischen Zusammensetzung kann dabei auch deren Rotationsdauer ermittelt werden.

Außerdem liefern die Farben Hinweise darauf, in welchem Stadium der Sternentwicklung sich die verschiedenen Sterne befinden. Die Lebenszeit eines Sterns hängt in erster Linie von seiner ursprünglichen Masse ab. Massereiche Sterne, welche um ein Vielfaches schwerer als unsere Sonne sind, haben eine kurze Lebensdauer von nur einigen Millionen Jahren. Masseärmere Sterne können dagegen viele Milliarden Jahre lang existieren. In einem Sternhaufen konzentrierte Sterne verfügen in etwa über das gleiche Alter und die gleiche chemische Zusammensetzung.

Der Sternhaufen M 47 wird von in blau-weißen Farben leuchtenden Sternen dominiert. Diese Sterne haben ihre Existenz mit eher moderaten Massen begonnen und befinden sich noch in einem frühen Stadium ihrer Entwicklung. Die ursprünglich massereicheren Sterne von M 47 haben dagegen ihren für die Kernfusion notwendigen Vorrat an Wasserstoff mittlerweile aufgebraucht und sind in das Stadium von Roten Riesen übergegangen, was sich in deren rötlichen Färbung bemerkbar macht.

Scheinbare kosmische Nachbarn
Rein zufällig befindet sich M 47 am Nachthimmel unmittelbar neben einem weiteren offenen Stenhaufen, welcher als Messier 46 bezeichnet wird. Der hier beschriebene offene Sternhaufen Messier 47 befindet sich in etwa 1.600 Lichtjahren Entfernung von unserem Sonnensystem. Messier 46 ist dagegen rund 5.500 Lichtjahre von uns entfernt und enthält mit etwa 500 Mitgliedern weitaus mehr Sterne. Obwohl er mehr Sterne beinhaltet, erscheint er mit lediglich 6,1 mag dennoch deutlich lichtschwächer, was seiner größeren Entfernung geschuldet ist. Ein weiterer Unterschied findet sich in den unterschiedlichen Altern dieser beiden Sternhaufen. Mit einem Alter von etwa 300 Millionen Jahren ist Messier 46 deutlich älter als der lediglich nur 78 Millionen Jahre alte Sternhaufen M 47. Trotzdem könnten diese beiden Sternhaufen als das Äquivalent für einen optischen Doppelstern bezeichnet werden.

Kosmische Edelsteine
Die hier gezeigte und bereits am vergangenen Mittwoch von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichte Aufnahme wurde mit dem Wide Field Imager (WFI) des MPG/ESO-2,2-Meter-Teleskops am La Silla-Observatorium der ESO in den nordchilenischen Anden im Rahmen des „Cosmic Gems-Programms“ angefertigt. Bei diesem Programm handelt es sich um eine Initiative der ESO zur Erstellung von astronomischen Aufnahmen für die Bildungs- und Öffentlichkeitsarbeit. Das Programm nutzt hauptsächlich Beobachtungszeiten, während derer die Beobachtungsbedingungen nicht den strengen Ansprüchen einer wissenschaftlichen Beobachtungsarbeit genügen, um Himmelsaufnahmen von interessanten, faszinierenden oder von Himmelsobjekten anzufertigen, die einfach nur ’schön anzusehen‘ sind. Die Bilddaten sind anschließend im wissenschaftlichen Archiv der ESO für jedermann zugänglich.

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• Sternhaufen
• Sternentstehung

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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 die mittlere Phase seines Lebens 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.

Derartige Sternformationen sind typischerweise in den ‚Armen‘ von Spiralgalaxien oder in sternreichen Regionen von irregulären Galaxien zu beobachten.

Der offene Sternhaufen NGC 3532
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 Carina (zu deutsch „Kiel des Schiffs“) gelegenen Haufen NGC 3532. Bei einer Entfernung von etwa 1.300 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem verfügt dieser Sternhaufen am Nachthimmel über einen Durchmesser von knapp einem Grad. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 3,0 mag kann NGC 3532 von einem auf der südlichen Hemisphäre gelegenen Beobachtungsstandort aus bereits mit dem bloßen Auge beobachtet werden.

Entdeckt wurde der offene Sternhaufen NGC 3532 im Jahr 1752 von dem französischen Astronomen Nicolas Louis de Lacaille während einer von Südafrika aus erfolgenden Beobachtungskampagne des südlichen Sternhimmels. Eine erste Katalogisierung erfolgte im Jahr 1755. Anschließend wurde der Sternhaufen auch in den New General Catalogue des dänischen Astronomen Johan Ludvig Emil Dreyer aufgenommen. NGC 3532 gilt als einer der eindrucksvollsten offenen Sternhaufen am gesamten Himmel. Aufgrund der Anordnung der dort befindlichen Sterne, welche entfernt an verstreute Silbermünzen am Boden eines Wunschbrunnens erinnern, wird er inoffiziell auch als „Wunschbrunnen-Sternhaufen“ bezeichnet.

Der Astronom John Herschel beschrieb NGC 3532 basierend auf seiner in den 1830er Jahren ebenfalls von Südafrika aus erfolgenden Beobachtungen als einen an Doppelsternen reichen Sternhaufen. In der jüngeren Vergangenheit erreichte NGC 3532 dann noch einmal eine deutlich wissenschaftlichere Relevanz. Im Jahr 1990 stellte dieser Sternhaufen das erste Beobachtungsziel für das kurz zuvor in Betrieb genommene Weltraumteleskop Hubble dar.

NGC 3532, so die Auswertungen der bisherigen Beobachtungsdaten, verfügt über ein Alter von etwa 300 Millionen Jahren und besteht aus insgesamt etwa 400 Sternen. Somit handelt es sich hierbei um einen durchschnittlichen Sternhaufen mittleren Alters, dessen Sterne mittlerweile allerdings unterschiedliche Stadien der Sternentwicklung erreicht haben.

Die dort befindlichen Sterne, welche ihre Existenz mit eher moderaten Massen begonnen haben, leuchten immer noch hell in blau-weißen Farben. Die massereicheren Sterne haben dagegen ihren für die Kernfusion notwendigen Vorrat an Wasserstoff mittlerweile aufgebraucht und sind in das Stadium von Roten Riesen übergegangen.

Die hier gezeigte Aufnahme des Sternhaufens NGC 3532 wurde im Februar 2013 mit dem Wide Field Imager (WFI) des MPG/ESO-2,2-Meter-Teleskops am La Silla-Observatorium der ESO in den nordchilenischen Anden angefertigt. Der hierbei erkennbare Himmelshintergrund beinhaltet einen dichten Bereich des Bandes der Milchstraße und ist dementsprechend mit einer Vielzahl an Sternen übersät. Konzentrationen aus rötlich leuchtenden Wasserstoffwolken und Staubpartikeln verdecken den Blick auf noch weiter entfernt gelegene Sterne.

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• Sternhaufen
• Sternentstehung

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

Einige der in unserer Heimatgalaxie 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 mittlere Phase 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 – in astronomischen Zeiträumen betrachtet – erst vor 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.

Der offene Sternhaufen NGC 3293
Bei einem der mehr als 1.000 offenen Sternhaufen, die den Astronomen derzeit in unserer Heimatgalaxie bekannt sind, handelt es sich um den im Sternbild Carina (zu deutsch „Schiffskiel“) gelegenen Haufen NGC 3293. Entdeckt wurde NGC 3293 bereits im Jahr 1751 von dem französischen Astronomen Nicolas Louis de Lacaille. Bei einer Ausdehnung von sechs Bogenminuten erreicht der rund 8.000 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt gelegenen Sternhaufen eine scheinbare Helligkeit von 4,7 mag und kann somit als einer der hellsten Sternhaufen des südlichen Himmels unter guten Beobachtungsbedingungen bereits mit dem bloßem Auge betrachtet werden.

Eine am heutigen Tag von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichte Aufnahme zeigt diesen Sternhaufen in seiner ganzen Pracht. Die Sterne von NGC 3293 konzentrieren sich dabei vor einem Hintergrund aus Wolken leuchtenden Gases und ‚Schneisen‘ von interstellarem Staub. Die Aufnahme 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. Der hohe Anteil an sehr hellen und bläulich leuchtenden jungen Sternen, der auf diesem Foto zu erkennen ist, ist in offenen Sternhaufen wie NGC 3293 üblich.

Trotz einiger Hinweise, welche darauf hindeuten, dass im Bereich von NGC 3293 auch in der Gegenwart noch eine aktive Sternentstehung stattfinden könnte, gehen die Astronomen davon aus, dass die meisten – wenn nicht sogar alle – der rund fünfzig Sterne in diesem Sternhaufen in etwa zur gleichen Zeit entstanden sind. Das Alter von NGC 3293 wird dabei mit rund zehn Millionen Jahren angegeben.

Offene Sternhaufen – Ein Feldlabor zur Überprüfung der Sternentstehungstheorien
Offene Sternhaufen stellen aufgrund der Art und Weise ihrer Entstehung – alle Sterne bildeten sich ursprünglich zur selben Zeit aus der gleichen Materiewolke, weshalb sie auch über die gleiche chemischen Zusammensetzung verfügen – perfekte Beobachtungsziele für Astronomen dar, um die verschiedenen Theorien zur Entstehung und Entwicklung von Sternen zu überprüfen. Obwohl diese Sterne in etwa gleich alt sind, scheinen sie sich zum Beispiel in unterschiedlichen Phasen ihres Daseins zu befinden. Einige der Mitglieder von NGC 3293 erscheinen deutlich älter als die meisten ihrer ‚Geschwister‘. Hierdurch erhalten die Astronomen die Möglichkeit, zu untersuchen wie und warum Sterne sich mit unterschiedlicher Geschwindigkeit entwickeln.

Ein entscheidender Faktor für das Tempo der Weiterentwicklung von Sternen ist die Ausgangsmasse, über welche ein Stern bei seiner ‚Geburt‘ verfügt. Je höher diese Masse ausfällt, desto schneller wird in der Folgezeit in dessen Innerem durch den Kernfusionsprozess Wasserstoff in Helium umgewandelt und desto schneller geht dieses Material dann letztendlich auch zur Neige. Dies hat wiederum zur Folge, dass massereiche Sterne das Ende ihres Daseins bereits erreichen, während zeitgleich entstandene masseärmere Sterne sich immer noch in der Hauptreihenphase – dem Zeitraum der langen, stabilen, mittleren Periode im Leben eines Sterns – befinden.

Ein gutes Beispiel hierfür ist der helle orangefarbene Stern unten rechts in dem Sternhaufen. Hierbei handelt es sich um einen Roten Riesen, der zu den massereichsten und leuchtkräftigsten Sternen des Haufens gehört. Als der Stern nach nur wenigen Jahrmillionen den für die Kernfusion notwendigen Brennstoff in seinem Inneren aufgebraucht hatte, veränderte sich auch seine interne Dynamik. Er begann sich abzukühlen und blähte sich zu dem Roten Riesen auf, als der er heute zu beobachten ist. Einige seiner ‚Schwestersterne‘ befinden sich dagegen immer noch in der Vor-Hauptreihenphase. Auf der ESO-Aufnahme erkennt man diese Sterne als hell leuchtende Objekte vor einem rötlichen und staubigen Hintergrund.

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

Eine heute von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichte Aufnahme zeigt den in einer Entfernung von etwa 1.200 Lichtjahren zur Erde befindlichen und im südlichen Sternbild Schiffskiel (lat. „Carina“) gelegenen Reflexionsnebel IC 2220. Bei einem Reflexionsnebel handelt es sich um eine Wolke aus Gas und Staub, welche „von innen heraus“ durch einen Stern beleuchtet wird. Im Falle von IC 2220 ist dies der Stern HD 65750. Dieser Stern gehört zur Klasse der Roten Riesen.

Rote Riesen bilden sich aus alternden Sternen, welche sich der letzten Stufe ihrer Entwicklung nähern. Sie haben ihren Vorrat an Wasserstoff, der die im Inneren von Sternen ablaufenden Kernreaktionen befeuert, fast komplett verbraucht. Dies führt zu einer enormen Ausdehnung der Sternatmosphäre. Rote Riesen wie HD 65750 besitzen über einem Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern eine Schale, in der sie Helium fusionieren. Gelegentlich besitzen sie zusätzlich auch eine Schale näher an der Sternoberfläche, in der noch ein Wasserstoffbrennen stattfindet.

Obwohl der Stern HD 65750 mit einem Alter von rund 50 Millionen Jahren noch vergleichsweise jung ist, befindet er sich somit doch bereits in einem deutlich fortgeschrittenem Stadium seiner Existenz. Der Grund hierfür ist die relativ hohe Masse dieses Sterns, welche in etwa fünf mal höher ausfällt als die Masse unserer Sonne. Sterne mit einer höheren Masse durchlaufen ihr Leben viel schneller als massearme Sterne wie unsere Sonne, deren Lebensdauer in Milliarden anstatt, wie im Fall von HD 65750, in Millionen Jahren gemessen wird.

Aber auch masseärmeren Sternen bleibt das Schicksal, zu einem Roten Riesen zu werden, letztendlich nicht erspart. In etwa sieben Milliarden Jahren, so die Erwartungen der Astronomen, wird sich auch das Zentralgestirn unseres Sonnensystems zu einem solchen Roten Riesen aufblähen. Es wird erwartet, dass die Sonnenatmosphäre sich in diesem Stadium der Entwicklung bis zu der heutige Umlaufbahn der Erde aufbläht und dabei die inneren Planeten des Sonnensystems verschlingt. Zu diesem Zeitpunkt wird sich die Erde allerdings bereits seit mehreren Milliarden Jahren in einem Zustand befinden, der die Existenz von Leben unmöglich macht. Die im Vorfeld dieser Entwicklung erfolgende ungeheure Zunahme an Strahlung und die starken Sonnenwinde, welche das Aufblähen der Sonne begleiten werden, wird dazu führen, dass das Wasser in den Ozeanen auf der Erde verdampft und alles Leben auf unserem Heimatplaneten vernichtet wird.

Der in der heute veröffentlichten Aufnahme gezeigte Reflexionsnebel IC 2220 ist ein direktes Produkt des Sterns HD 65750, welcher kontinuierlich einen Teil seiner Masse verliert und an die Umgebung abgibt. Dabei bildet sich eine Wolke aus Gas und Staub. Der Staub besteht aus Elementen wie Kohlenstoff und einfachen, hitzeresistenten Komponenten wie Titandioxid und Kalziumoxid (Kalk).

Der Nebel IC 2220 ist nur deshalb sichtbar, weil das von dem Stern ausgehende Licht von diesen Staubkörnern reflektiert wird. In Fall von IC 2220 haben detaillierte Analysen im infraroten Licht gezeigt, dass vermutlich Siliziumdioxid (Quarz) der Bestandteil des Staubes ist, welcher am wahrscheinlichsten für die Reflexion des Sternlichts verantwortlich ist. Der Nebel ist nahezu symmetrisch und verfügt über einen Durchmesser von etwa einem Lichtjahr.

Die von der ESO veröffentlichte Aufnahme wurde mit dem in den chilenischen Anden befindlichen Very Large Telescope (kurz „VLT“) im Rahmen des „Cosmic Gems“-Programms angefertigt. Hierbei handelt es sich um eine ESO-Initiative zur Erstellung von astronomischen Aufnahmen für die Bildungs- und Öffentlichkeitsarbeit. Das Programm nutzt hierfür hauptsächlich Zeiten, während derer die Beobachtungsbedingungen nicht den strengen Ansprüchen wissenschaftlicher Beobachtungsarbeit genügen, um Aufnahmen von interessanten, faszinierenden Himmelsobjekten anzufertigen, die einfach schön anzusehen sind. Die Bilddaten sind anschließend im wissenschaftlichen Archiv der ESO für jedermann zugänglich. Auch professionelle Astronomen können diese für ihre wissenschaftlichen Projekte verwenden.

Die Aufnahme von IC 2220 zeigt die charakteristische Bogenstruktur des Nebels, welche einem Krug ähnelt. Die britischen Astronomen Paul Murdin, David Allen und David Malin gaben dem Reflexionsnebel IC 2220 aufgrund dieser Ähnlichkeit zu einem alten englischen Trinkgefäß, welches typischerweise als Toby-Krug (engl. „Toby Jug“) bezeichnet wird, den Spitznamen „Toby-Jug-Nebel“. Die Toby-Krüge dienten früher dem Ausschank von Bier und sind heute beliebte Sammelobjekte.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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• Weiße Zwerge

Fachartikel von Simon Campbell et al.:

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

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

Während sich einige Menschen auch im Alter von 90 Jahren noch in einer vergleichsweise guten Verfassung präsentieren, zeigen andere bereits die ersten Symptome eine Altersschwäche, bevor sie die 50 überschritten haben. Die Geschwindigkeit, mit welcher der Alterungsprozess eines Menschen voranschreitet, dürfte damit nur wenig von seinem tatsächlichen biologischen Alter abhängig sein, sondern vielmehr von anderen Umständen wie zum Beispiel seinem Lebensstil beeinflusst werden.

Eine neue Studie, welche ein internationales Astronomenteam mit dem MPG/ESO-2,2-Meter-Teleskop am La Silla-Observatorium der Europäischen Südsternwarte (kurz „ESO“) und dem von den Weltraumagenturen NASA und ESA betriebenen Weltraumteleskop Hubble (kurz „HST“) durchführte, hat nun ergeben, dass dies anscheinend auch für Sternhaufen zutrifft.

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

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

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

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

Obwohl sich die Kugelsternhaufen somit bereits in längst vergangenen Zeiten gebildet haben und ihre Sterne dementsprechend alt sind, haben Astronomen im Rahmen einer Studie jetzt festgestellt, dass einige dieser Sternhaufen „in ihrem Herzen“ trotzdem „jung“ geblieben sind.

„Obwohl diese Sternhaufen schon vor Milliarden von Jahren entstanden sind, haben wir uns doch gefragt, ob einige von ihnen vielleicht schneller oder langsamer altern als andere“, so Francesco Ferraro von der Università di Bologna in Italien, der Leiter des Astronomenteams. „Durch die Untersuchung der Verteilung einer bestimmten Sorte blauer Sterne, die es in Kugelsternhaufen gibt, haben wir herausfinden können, dass einige Sternhaufen sich tatsächlich viel schneller entwickelt haben. Daraus haben wir eine Methode entwickelt, um die Alterungsrate zu bestimmen.“

Kugelsternhaufen entstehen innerhalb einer relativ kurzen Zeitspanne, so dass alle in einem bestimmten Sternhaufen enthaltenen Sterne in etwa über das gleiche Alter verfügen. Da die in Kugelsternhaufen beheimateten hellen, massereichen Sterne ihren Brennstoff sehr schnell verbrauchen und Kugelsternhaufen sehr alt sind, sollten diese Sternhaufen eigentlich nur noch relativ massearme Sterne enthalten.

Dies ist aber nicht immer der Fall, denn unter ganz bestimmten Bedingungen können Sterne zusätzliches „Lebenselixier“ – also zusätzlichen Brennstoff für die im Inneren eines Stern erfolgende Kernfusion – aus ihrer Umgebung erhalten, welcher sie dann noch weiter wachsen und heller werden lässt.

Dieser Fall kann zum Beispiel dann eintreten, wenn ein massereicher Stern von einem masseärmeren Begleitstern Materie abzieht, wenn die beiden Komponenten eines Doppelsternsystems miteinander verschmelzen oder wenn zwei gravitativ nicht aneinander gebundene Sterne miteinander kollidieren. Die auf diese Weise neu erstarkten Sterne werden als sogenannte Blaue Nachzügler bezeichnet. Blaue Nachzügler sind, verglichen mit den typischen Sternen innerhalb eines Kugelsternhaufens, sowohl heller als auch massereicher.

Schwerere Sterne driften im Laufe der Zeit durch einen gravitativen Prozess, der dem Sedimentationsprozess von Schwebeteilchen in Wasser ähnelt, in das Zentrum eines Kugelsternhaufens ab. Aufgrund ihrer relativ hohen Massen werden die Blauen Nachzügler dabei besonders stark beeinflusst. Sie sind aber bei weitem nicht die einzigen massereichen oder leuchtkräftigen Sterne innerhalb eines Kugelsternhaufens.

Ein Beispiel hierfür sind die Roten Riesen. Rote Riesensterne sind noch einmal deutlich heller als die Blauen Nachzügler, verfügen jedoch über eine viel geringere Masse und werden daher von dem Sedimentationsprozess nicht so stark beeinflusst. Aufgrund ihrer roten Farbe sind sie leicht von Blauen Nachzüglern zu unterscheiden.

Die extrem dichten Zentralbereiche von Sternen, die deutlich massereicher waren als zum Beispiel unsrere Sonne und die bereits vor Milliarden von Jahren explodiert sind, sogenannte Neutronensterne, verfügen über eine ähnliche Masse wie die Blauen Nachzügler und sind ebenfalls von dem Sedimentationsprozess betroffen. Sie sind allerdings nur sehr schwer zu beobachten und geben daher für die Astronomen keine guten Studienobjekte ab. Blaue Nachzügler sind somit die einzigen Sterne im Inneren von Kugelsternhaufen, welche sowohl eine große Masse als auch eine große Helligkeiten miteinander kombinieren.

Um den erfolgenden Alterungsprozess von Kugelsternhaufen besser verstehen zu können, studierten die an der Untersuchung beteiligten Astronomen die Positionen von Blauen Nachzüglern in 21 Kugelsternhaufen mit vier verschiedenen Teleskopen. Von den 21 im Rahmen dieser Forschungsarbeit untersuchten Sternhaufen wurden 20 mit dem Hubble Space Telescope, 12 mit dem MPG/ESO-2,2-Meter-Teleskop der ESO, acht mit dem Canada-France-Hawaii-Teleskop und einer mit dem Subaru-Teleskop beobachtet. Das HST stellte dabei hochaufgelöste Aufnahmen der dicht bevölkerten Zentren von 20 der Kugelsternhaufen zur Verfügung, während die bodengebundenen Observatorien Bilder mit einem größeren Gesichtsfeld lieferten, welche auch die dünner besiedelten Außenbereiche der Sternhaufen darstellten.

Im Vorfeld der Studie gingen die Astronomen davon aus, dass das Alter eines Kugelsternhaufens durch die Verteilung der massereichen Sterne bestimmt werden kann. Die Erwartung war, dass solche Sterne in einem noch relativ jungen Haufen willkürlich verstreut sind, sich in einem alten Haufen jedoch infolge des erfolgenden Sedimentationsprozesses in dessen Zentrum konzentrieren sollten.

Bei einer systematisch erfolgten Auswertung der Aufnahmen stellten die Astronomen jedoch fest, dass einige der Kugelsternhaufen im Gegensatz zu dieser Annahme vergleichsweise jung erscheinen, da sich die Blauen Nachzügler über den gesamten Haufen verteilen. Der Großteil der untersuchten Sternhaufen erscheint dagegen deutlich älter, da die dortigen Blauen Nachzügler sich in der Mitte der Haufen konzentrieren. Eine dritte Gruppe von Kugelsternhaufen befindet sich dagegen offenbar mitten in einem gegenwärtig ablaufenden Alterungsprozess. Hier befinden sich die Blauen Nachzügler gegenwärtig noch außerhalb des Zentrums, wandern aber in Richtung der Mitte der Sternhaufen.

„Da all diese Kugelsternhaufen etwa gleich alt sind, zeigen uns die Untersuchungen, wie sehr sich die Entwicklungsgeschwindigkeit von Haufen zu Haufen unterscheidet“, so Barbara Lanzoni von der Università di Bologna, eine der an der Studie beteiligten Astronomen. „Wir gehen davon aus, dass der Sedimentationsprozess bei den schnell alternden Haufen nach wenigen hundert Millionen Jahren abgeschlossen sein kann, während er bei den langsamsten Vertretern ein Vielfaches des gegenwärtigen Alters des Universums andauern wird.“

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse von F. R. Ferraro et al. wurden am 20. Dezember 2012 unter dem Titel „Dynamical age differences amongst coeval star clusters as revealed by blue stragglers“ in der Fachzeitschrift Nature publiziert.

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Fachartikel von F. R. Ferraro et al.:

• Dynamical age differences amongst coeval star clusters as revealed by blue stragglers (engl.)

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