Während Sterne wie unsere Sonne ihre Entwicklung recht unspektakulär als Weiße Zwerge beenden, erwartet massereichere Sterne ein weitaus spannenderes Schicksal: Sie enden als Neutronensterne oder gar als Schwarze Löcher. Doch bevor es soweit ist, explodieren sie als Supernova – und hier findet das eigentliche Spektakel statt: Für kurze Zeit können diese Sterne so hell leuchten wie ihre gesamte restliche Heimatgalaxie. Explodiert eine solche Supernova in der Milchstraße, könnte sie sogar hell genug aufleuchten, um mit bloßem Auge am Tageshimmel sichtbar zu sein.

Irgendwann wird es auch für den Stern Beteigeuze so weit sein: Bislang kennen und schätzen wir ihn als Schulterstern des prominenten Wintersternbilds Orion. Er ist einer der hellsten Sterne am gesamten Himmel. Beteigeuze ist schon kein „normaler“ Stern mehr, sondern ein Roter Überriese – ein Stern, der seine Entwicklung schon bald beenden wird und von dem sich Forschende sicher sind, dass er in den nächsten paar Millionen Jahren als Supernova explodieren wird.

Aber was wäre, wenn Beteigeuze am Ende seiner Entwicklung nicht explodieren würde – sondern einfach so, heimlich, still und leise, vom Himmel verschwinden würde? Wenn er also nicht erst als Supernova explodiert, sondern einfach direkt zu einem Schwarzen Loch kollabiert?

In dieser Folge erzählt Franzi von potenziell gescheiterten Supernovae. Bislang ist unklar, ob es solche „Un-Novae“ überhaupt gibt – Supernova-Explosionen, die aus irgendeinem Grund ausfallen. Es gibt einige Indizien, die dafür sprechen, dass es solche gescheiterten Supernovae geben könnte. Doch wie sucht man nach etwas, das sich dadurch auszeichnet, dass es nicht stattfindet? Die Suche ist eine astronomische Fleißarbeit – doch kürzlich verkündeten Forscherinnen und Forscher, dass ihnen genau das gelungen sei: In der Andromedagalaxie soll ein Himmelskörper mit der Bezeichnung M31-2024-DS1 direkt zum Schwarzen Loch kollabiert sein – ohne als Supernova zu explodieren.

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 Apple Podcasts oder Spotify zu finden.

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Mit einem Happs ist alles im Schlund: Wenn zwei Schwarze Löcher miteinander verschmelzen, ist das ein gewaltiges kosmisches Ereignis, das die ganze Raumzeit erbeben lässt. Physikerinnen und Physiker freuen sich dann über die dabei entstehen Gravitationswellen, jenes Zittern der Raumzeit, das erstmals 2015 mit dem Gravitationswellendetektor LIGO gemessen wurde. Inzwischen ist die Entdeckung von solchen Verschmelzungen fast Routine geworden, über 90 Ereignisse zählt der dritte Gravitationswellenkatalog.

Doch schon das erste entdeckte Gravitationswellensignal namens GW150904 gab Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftlern mehrere Rätsel auf: Die beiden Schwarzen Löcher, die da miteinander verschmolzen, waren eigentlich viel zu massereich, um existieren zu dürfen. Und kaum hatte man sich darüber Gedanken gemacht, gab es schon das nächste Problem: Wie schafft es dieses kompakte Doppelsystem, sich überhaupt nahe genug zu kommen, um miteinander zu verschmelzen, ohne sich vorher schon zu zerstören? Und dazu müsste dieser kosmische Annäherungsversuch eigentlich länger brauchen, als das Universum alt ist.

Franzi erzählt Karl in dieser Podcast-Folge die Geschichte dieser kompakten Binärsysteme: Denn Forschende wissen inzwischen dank der Gravitationswellen, dass es sie gibt. Warum es sie gibt, ist hingegen weniger klar.

Im AstroGeo Podcast erzählen sich die Wissenschaftsjournalisten Franziska Konitzer und Karl Urban alle zwei Wochen 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.

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Sterne gibt es entweder im Miniaturformat: Von Roten Zwergen über die uns vertrauten sonnenähnlichen Sterne bis zu den geradezu überdimensionierten Gesellen: Blaue Riesen. Sie können einige hundert Mal so groß wie die Sonne sein. Zu einem Besuch wird abgeraten: In ihrer Umgebung geht es hoch her. Und doch haben wir den Blauen Riesen eine ganze Menge zu verdanken: den Kohlenstoff, aus dem das Leben besteht oder den Sauerstoff, den wir in jedem Moment atmen. Ohne Blaue Riesen gäbe es uns wahrscheinlich nicht.

Doch Blaue Riesen sind nicht nur recht selten, sondern es gibt sie auch nur für relativ kurze Zeit: Die Kernfusion in ihrem Innern hält nur wenige Millionen Jahre durch, bevor Blaue Riesen als Supernova explodieren. Und dann ist da auch noch die Tatsache, dass gerade diese riesigen Sterne üblicherweise nicht allein vorkommen, sondern fast immer einen Begleitstern haben. Und wenn der auch ein Blauer Riese ist, dann wird es richtig spannend!

In dieser Folge von AstroGeo erzählt Franzi die Geschichte der massereichsten Sterne im Universum: wie sie aussehen, warum ihre Entwicklung so spannend ist und was wir ihnen zu verdanken haben – vor allem, wenn sie im Doppelpack vorkommen. Plus Beobachtungstipps, wo und wie ihr selbst Blaue Riesen sehen könnt.

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• Sternentstehung
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Quelle: MPA 12. Mai 2022.

12. Mai 2022 – Zumindest ein blubbernder Stern ist uns sehr gut bekannt: Bereits im 19. Jahrhundert beobachteten Astronomen kleine Muster auf der Oberfläche der Sonne (sogenannte „konvektive Zellen“), die sich wie kochendes Wasser in einem Topf verhalten. In den äußeren Schichten der Sonne erhitzt sich das Gas und steigt zur Oberfläche auf, wo es sich abkühlt und wieder absinkt. Ein ähnlicher Prozess findet auch in massereichen Sternen statt, zum Beispiel in roten Überriesen, die sich bereits in einer späteren Phase der Sternentwicklung befinden. Diese Sterne sind mindestens achtmal so massereich wie die Sonne, viel kühler (etwa 3500 Kelvin) und riesig (sie haben mindestens den 700-fachen Durchmesser der Sonne). Wäre unsere Sonne ein roter Überriese, würde ihre Oberfläche die Umlaufbahn des Mars einschließen.

Rote Überriesen haben sich so stark ausgedehnt, dass ihre Oberflächengravitation extrem niedrig ist; sie kann mehr als 70.000 Mal kleiner sein als die der Sonne. Aufgrund dieser geringen Schwerkraft sind die konvektiven Zellen extrem ausgedehnt und können bis zu 20-30% des Sternradius einnehmen. Außerdem befördert die Konvektion Gas aus dem Sterninneren an dessen Oberfläche, was den Ausstoß von Materie in die zirkumstellare Umgebung begünstigt. Eine roter Überriese setzt eine kolossale Gasmenge frei, das Milliardenfache des Massenverlustes der Sonne. Sie sind die hellsten Sterne im Universum im infraroten Spektralbereich und die Untersuchung ihrer physikalischen Eigenschaften ist sehr wichtig, um die späten Phasen der Entwicklung massereicher Sterne besser zu verstehen.

Eine große Unsicherheit bei der Beobachtung roter Überriesen besteht jedoch darin, dass die Position des Photozentrums – d.h. des Zentrums ihrer Lichtemission – nicht mit dem Baryzentrum des Sterns übereinstimmt und sich zudem aufgrund der zeitlichen Änderung des Konvektionsmusters ständig verschiebt. Um diese Bewegungen zu quantifizieren, ist ein theoretischer Ansatz erforderlich, der auf dreidimensionalen, hydrodynamischen Simulationen der Gasbewegung in den atmosphärischen Schichten von Sternen in Verbindung mit Strahlung beruht. Diese Modelle simulieren die gesamte Hülle des Sterns im Laufe der Zeit.

„Die synthetischen Karten zeigen extrem unregelmäßige Oberflächen, auf denen sich die größten Strukturen auf Zeitskalen von Monaten oder sogar Jahren entwickeln, während sich kleinere Strukturen im Laufe von mehreren Wochen ändern“, führt der Leiter der Studie Andrea Chiavassa vom Laboratoire Lagrange, dem Exzellenzcluster ORIGINS und dem Max-Planck-Institut für Astrophysik aus. „Das bedeutet, dass sich die Position des Sterns in Abhängigkeit von der Zeit verändern sollte.“

Das Team berechnete die Verschiebung des Photozentrums in den Simulationen und verglich sie mit der Messunsicherheit von Sternen in χ Perseus, einem nahegelegenen, jungen Sternhaufen, die in Phase 3 der Gaia-Mission beobachtet wurden. Gaia ist eine astrometrische, photometrische und spektroskopische Mission im All, die einen großen Teil der Milchstraße vermisst. Der Perseus-Sternhaufen ist gut erforscht und enthält eine relativ große Population roter Überriesen sowie andere Sterne. „Wir haben festgestellt, dass die Positionsunsicherheiten bei roten Überriesen viel größer sind als bei anderen Sternen. Dies bestätigt, dass sich ihre Oberflächenstrukturen mit der Zeit dramatisch verändern, so wie es unsere Berechnungen vorhersagen“, erklärt Rolf Kudritzki, Mitautor der Studie von der Universitätssternwarte München und dem Institute for Astronomy, Hawaii.

Rote Überriesen tragen wesentlich zur chemischen Anreicherung von Galaxien bei. Um die Sternentwicklung im nahen und fernen Universum und ihre Auswirkungen auf die kosmische Umwelt zu verstehen, ist eine detaillierte Kenntnis der Windphysik während des Lebenszyklus dieser Sterne erforderlich. Dazu ist es erforderlich, die gesamte ausgestoßene Masse sowie deren Art, die Geschwindigkeit der Winde und die Gesamtgeometrie der zirkumstellaren Hülle zu ermitteln.

„Das tanzende Muster roter Riesensterne am Himmel könnte uns mehr über ihre kochenden Hüllen verraten“, erklärt Selma de Mink, Mitautorin und Direktorin am Max-Planck-Institut für Astrophysik. „Mit unserem Ansatz und in Kombination mit den Gaia-Daten werden wir in der Lage sein, wichtige Informationen über die stellare Dynamik zu extrahieren und die physikalischen Prozesse besser zu verstehen, die die starke Konvektion in diesen Sternen verursachen.“

Originalveröffentlichung
A. Chiavassa, et al.
Probing Red Supergiant dynamics through photo-center displacements measured by Gaia
A&A, 661, L1
Source: https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2022/05/aa43568-22/aa43568-22.html
DOI: https://dx.doi.org/10.1051/0004-6361/202243568

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• Sternentwicklung

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Quelle: AIP.

Beteigeuze strahlt als heller Stern im Sternbild Orion. Er gehört zur Klasse der Roten Überriesen und würde im Zentrum unseres Sonnensystems bis über die Jupiterbahn hinausreichen. Im Herbst 2019 begann eine plötzliche Verdunklung des Sterns, die zunächst mit Teleskopen und später sogar mit bloßem Auge von der Erde sichtbar wurde – und die Wissenschaft zunächst vor ein Rätsel stellte. Der Stern ist mit seiner Entfernung von etwa 725 Lichtjahren unserem Sonnensystem relativ nahe. Tatsächlich hat das Verdunklungsereignis damit um das Jahr 1300 stattgefunden, da sein Licht die Erde erst jetzt erreicht. Beteigeuze wird sein Leben in einer Supernova-Explosion beenden. Einige Astronomen glauben, dass die plötzliche Verdunklung einen Vorboten der Supernova darstellen könnte.

Dank neuer Beobachtungsdaten, die mit dem Hubble Space Teleskop entstanden sind, hat ein internationales Team nun eine Staubwolke als wahrscheinliche Ursache für die Verdunklung ausgemacht: Die Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler gehen davon aus, dass der Stern superheißes Plasma aus einer großen Konvektionszelle von der Sternoberfläche ausstieß, ähnlich wie aufsteigende heiße Blasen in kochendem Wasser, nur mehrere hundert Mal so groß wie unsere Sonne. Das Material gelangte dann durch die heiße Atmosphäre zu den kälteren äußeren Schichten des Sterns. Dort kühlte es ab und die so entstandene riesige Staubwolke blockierte ab Ende 2019 das Licht von etwa einem Viertel der Sternoberfläche. Im April 2020 hatte Beteigeuze seine normale Helligkeit wieder erreicht.

Die Hubble-Beobachtungen sind Teil einer dreijährigen Studie der Schwankungen in der äußeren Atmosphäre des Sterns. Die seither entstandene Zeitreihe liefert wichtige neue Hinweise auf den Mechanismus hinter der Verdunklung. Hubble beobachtete die Schichten über der Oberfläche des Sterns, die so heiß sind, dass sie hauptsächlich im ultravioletten Bereich des Spektrums leuchten.

In den Herbstmonaten 2019 spürte Hubble dichtes, heißes Material in der Atmosphäre des Sterns auf. „Mit Hubble sahen wir, wie das Material die sichtbare Oberfläche des Sterns verlässt und sich durch die Atmosphäre bewegt, bevor sich der Staub bildet, der den Stern zu verdunkeln scheint“, sagt die leitende Forscherin Andrea Dupree, stellvertretende Direktorin des Zentrums für Astrophysik | Harvard & Smithsonian. „Wir konnten den Effekt einer dichten, heißen Region im südöstlichen Teil des Sterns sehen, die sich nach außen bewegt. Dieses Material war zwei- bis viermal heller als die normale Helligkeit des Sterns. Und dann, etwa einen Monat später, verdunkelte sich die Südhalbkugel von Beteigeuze auffallend, als der Stern schwächer wurde. Wir halten es für möglich, dass eine dunkle Wolke aus dem von Hubble entdeckten Ausstoß resultierte.“

Von besonderer Bedeutung während der Zeit der großen Verdunklung waren Geschwindigkeitsmessungen der äußeren Schichten von Beteigeuze mit dem STELLA-Teleskop des AIP auf Teneriffa, dessen Beobachtungen die von Hubble ergänzen. „STELLA wurde zur Beobachtung einzelner Objekte über einen sehr langen Zeitraum – insbesondere magnetisch aktiver Sterne – konstruiert. Es eignet sich perfekt für die Beobachtung heller Sterne wie Beteigeuze. STELLA beobachtete den Stern bereits seit 2006 praktisch in jeder klaren Nacht“, erklärt Klaus Strassmeier, Co-Autor der Studie und Direktor am AIP.

Obwohl die Ursache des Ausbruchs nicht bekannt ist, hält es das Forschungsteam für wahrscheinlich, dass er mit dem Pulsationszyklus des Sterns zusammenhängt und dadurch begünstigt wurde. Dieser setzte sich während des gesamten Ereignisses normal fort. Die AIP-Wissenschaftler setzten STELLA ein, um Veränderungen in der Geschwindigkeit des Plasmas auf der Sternoberfläche zu messen, während es im Laufe des Pulsationszyklus auf- und abstieg. Als das heiße Material aufstieg, dehnte sich der Stern in seinem Zyklus zur gleichen Zeit aus. Die Pulsation, die sich von Beteigeuze nach außen hin ausbreitete, hat möglicherweise dazu beigetragen, das ausströmende Plasma durch die Atmosphäre zu treiben.

„Hätte ein großer und sehr kühler Sternfleck die Verdunklung verursacht, wären die Geschwindigkeiten des Plasmas nicht der Pulsation, sondern der Rotation des Sterns gefolgt. Diese ist übrigens sehr langsam und beträgt viele Jahre. Sie hätte daher nicht zeigen können, was STELLA beobachtete, und schon gar nicht eine Umkehrung der Geschwindigkeit des Plasmas, als der Stern am schwächsten war“, schließt Strassmeier.

Originalpublikation
Andrea K. Dupree, Klaus G. Strassmeier, Lynn D. Matthews, Han Uitenbroek, Thomas Calderwood, Thomas Granzer, Edward F. Guinan, Reimar Leike, Miguel Montargès, Anita M. S. Richards, Richard Wasatonic, and Michael Weber (2020): Spatially Resolved Ultraviolet Spectroscopy of the Great Dimming of Betelgeuse. The Astrophysical Journal, 899, 68

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• Beteigeuze (α orionis)

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Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie.

29. Juni 2020 – Beteigeuze, der helle Stern im Sternbild Orion, faszinierte Astronomen in den letzten Monaten wegen seines ungewöhnlich starken Helligkeitsabfalls. Wissenschaftler haben eine Reihe von Szenarien diskutiert, um das Verhalten von Beteigeuze zu erklären. Nun hat ein Team unter der Leitung von Thavisha Dharmawardena vom Max-Planck-Institut für Astronomie gezeigt, dass höchstwahrscheinlich ungewöhnlich große Sternflecken auf der Oberfläche von Beteigeuze dafür verantwortlich waren. Ihre Ergebnisse schließen die bisherige Vermutung aus, dass von Beteigeuze ausgestoßener Staub den Stern verdunkelte. Die Ergebnisse werden heute in der Zeitschrift The Astrophysical Journal Letters veröffentlicht.

Rote Riesensterne wie Beteigeuze unterliegen häufigen Helligkeitsschwankungen. Der markante Abfall der Leuchtkraft von Beteigeuze auf etwa 40 % seines Normalwertes zwischen Oktober 2019 und April 2020 kam für die Astronomen jedoch überraschend. Wissenschaftler haben verschiedene Szenarien entwickelt, um diese mit dem bloßen Auge wahrnehmbare Veränderung des knapp 500 Lichtjahre entfernten Sterns zu erklären. Einige Astronomen spekulierten gar über eine unmittelbar bevorstehende Supernova. Eine internationale Gruppe von Astronomen unter der Leitung von Thavisha Dharmawardena vom Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) in Heidelberg, hat nun gezeigt, dass Temperaturschwankungen der Photosphäre, also der leuchtenden Oberfläche des Sterns, die Helligkeit veränderte. Die plausibelste Quelle für solche Temperaturänderungen sind gigantische kühle Sternflecken, ähnlich wie Sonnenflecken, die jedoch 50 bis 70 % der Sternoberfläche bedecken.

„Gegen Ende ihres Lebens werden Sterne zu Roten Riesen“, erklärt Dharmawardena. „Hervorgerufen durch den zur Neige gehenden Vorrat an Brennstoff verändern sich die Prozesse, mit denen die Sterne Energie freisetzen. In der Folge blähen sie sich auf, werden instabil und pulsieren mit Perioden von Hunderten oder sogar Tausenden Tagen, was wir als Schwankung der Helligkeit wahrnehmen.“ Beteigeuze ist ein sogenannter Roter Überriese, ein Stern, der im Vergleich zu unserer Sonne etwa die 20-fache Masse hat und etwa 1000-mal größer ist. Befände er sich im Zentrum des Sonnensystems, würde er fast die Umlaufbahn von Jupiter erreichen.

Wegen seiner Ausdehnung ist die Schwerkraftwirkung auf der Sternoberfläche geringer als auf einem Stern gleicher Masse aber kleinerem Radius. Die äußeren Schichten des Sterns werden daher relativ leicht durch die Pulsationen abgestoßen. Das freigesetzte Gas kühlt ab und entwickelt sich zu Verbindungen, die Astronomen Staub nennen. Deswegen sind Rote Riesensterne eine wichtige Quelle von schweren Elementen im Universum, aus denen sich schließlich Planeten und Lebewesen entwickeln. Astronomen haben bisher die Erzeugung von lichtabsorbierendem Staub als die wahrscheinlichste Ursache für den starken Helligkeitsabfall angesehen.

Um diese Hypothese zu testen, werteten Thavisha Dharmawardena und ihre Kollaborationspartner neue und archivierte Daten des Atacama Pathfinder Experiments (APEX) und des James Clerk Maxwell-Teleskops (JCMT) aus. Diese Teleskope messen Strahlung aus dem Spektralbereich der Submillimeterwellen (Terahertz-Strahlung), deren Wellenlänge tausendmal größer ist als die des sichtbaren Lichts. Für das Auge unsichtbar nutzen Astronomen sie bereits längere Zeit, um interstellaren Staub zu untersuchen. Insbesondere kühler Staub leuchtet bei diesen Wellenlängen.

„Was uns überraschte: Beteigeuze wurde auch im Bereich der Submillimeterwellen um 20 % dunkler“, berichtet Steve Mairs vom East Asian Observatory, der an der Studie mitgearbeitet hat. Ein solches Verhalten ist erfahrungsgemäß nicht mit der Anwesenheit von Staub vereinbar. Für eine präzisere Bewertung berechnete die Forschungsgruppe, welchen Einfluss Staub auf die Messungen in diesem Spektralbereich haben würde. Es stellte sich heraus, dass eine Abnahme der Helligkeit im Submillimeterbereich tatsächlich nicht auf eine Zunahme der Staubproduktion zurückgeführt werden kann. Vielmehr muss der Stern selbst die von den Astronomen gemessene Helligkeitsänderung verursacht haben.

Physikalische Gesetze besagen, dass die Leuchtkraft eines Sterns von seinem Durchmesser und besonders stark von seiner Oberflächentemperatur abhängt. Verringert sich nur die Größe des Sterns, sinkt die Helligkeit in allen Wellenlängen gleich stark. Temperaturänderungen beeinflussen die Abstrahlung entlang des elektromagnetischen Spektrums jedoch unterschiedlich. Die gemessene Verdunkelung im sichtbaren Licht und in den Submillimeterwellen ist nach Ansicht der Wissenschaftler daher ein Beleg für eine Verringerung der mittleren Oberflächentemperatur von Beteigeuze, die sie auf 200 K (oder 200 °C) beziffern.

„Wahrscheinlicher ist jedoch eine ungleiche Temperaturverteilung“, erklärt Co-Autor Peter Scicluna von der Europäischen Südsternwarte (ESO). „Entsprechende hochauflösende Bilder von Beteigeuze vom Dezember 2019 zeigen Bereiche mit unterschiedlicher Helligkeit. Zusammen mit unserem Ergebnis ist dies ein klarer Hinweis auf riesige Sternflecken, die zwischen 50 und 70% der sichtbaren Oberfläche bedecken und eine niedrigere Temperatur als die hellere Photosphäre aufweisen.“ Sternflecken kommen bei Riesensternen häufig vor, allerdings nicht in diesem Ausmaß. Über ihre Lebensdauer ist nicht viel bekannt. Jedoch scheinen theoretische Modellrechnungen mit der Dauer des Helligkeitseinbruchs von Beteigeuze vereinbar zu sein.

Von der Sonne wissen wir, dass die Anzahl der Flecken in einem 11-jährigen Zyklus zu- und abnimmt. Ob Riesensterne einen ähnlichen Mechanismus haben, ist ungewiss. Ein Hinweis darauf könnte das vorige Helligkeitsminimum darstellen, das bereits deutlich stärker ausgeprägt war als diejenigen in den Jahren davor. „Beobachtungen in den kommenden Jahren werden erweisen, ob der starke Abfall der Helligkeit Beteigeuzes im Zusammenhang mit einem Fleckenzyklus steht. Beteigeuze bleibt jedenfalls auch für zukünftige Studien ein spannendes Objekt“, schließt Dharmawardena.

Hintergrundinformationen
Diese Studie wurde unter dem Titel „Betelgeuse fainter in the sub-millimetre too: an analysis of JCMT and APEX monitoring during the recent optical minimum“ in der Zeitschrift The Astrophysical Journal Letters veröffentlicht (DOI: 10.3847/2041-8213/ab9ca6). Neben der Hauptautorin sind sieben Wissenschaftler von fünf Forschungsinstituten aus vier Ländern an der Publikation beteiligt.

Die Wissenschaftler verwendeten Daten von den folgenden Observatorien: James-Clerk-Maxwell-Teleskop (JCMT), betrieben vom East Asian Observatory auf Hawaii, USA; Atacama Pathfinder Experiment (APEX), gemeinsam betrieben vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bonn, Deutschland, vom Onsala Space Observatory, Schweden, und von der Europäischen Südsternwarte (ESO).

Originalpublikation
Thavisha E. Dharmawardena, Steve Mairs, Peter Scicluna, et al.
Betelgeuse fainter in the sub-millimetre too: an analysis of JCMT and APEX monitoring during the recent optical minimum
The Astrophysical Journal Letters (2020), Vol. 897, p. 1
Quelle
Betelgeuse Fainter in the Submillimeter Too: An Analysis of JCMT and APEX Monitoring during the Recent Optical Minimum

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• Beteigeuze (α orionis)

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

Im Rahmen von Beobachtungen mit dem Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) hat ein von Olivier Chesneau vom Observatoire de la Côte d’Azur in Nizza/Frankreich geleitetes internationales Astronomenteam einen wahren Stern-Giganten im Weltall identifiziert. Für ihre Untersuchungen bedienten sich die Wissenschaftler einer als Interferometie bezeichneten Technik, bei der mehrere der Teleskope des VLT-Komplexes für durchzuführende Beobachtungen kombiniert und „zusammengeschaltet“ werden, so dass effektiv ein riesiges virtuelles Teleskop mit einem Spiegeldurchmesser von bis zu 140 Metern geschaffen wird.

Das angepeilte Beobachtungsobjekt war der im Sternbild Zentaur (lat. Name Centaurus) gelegene gelbe Hyperriesenstern HR 5171 A. Obwohl sich dieser Stern etwa 12.000 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt befindet, kann er mit seiner scheinbaren Helligkeit, welche zwischen 6,1 und 7,3 mag zu schwanken scheint, unter absolut optimalen Bedingungen von Beobachtern mit sehr scharfen Augen gerade noch so ohne technische Hilfsmittel erkannt werden.

Gelbe Hyperriesen sind ein nur selten vorkommender Sterntyp, von dem derzeit lediglich 12 Exemplare innerhalb unserer Heimatgalaxie bekannt sind. Sie zählen zu den größten und hellsten Sternen im Universum und befinden sich in einer Lebensphase, in der sie extrem instabil sind und sich dementsprechend sehr schnell verändern. Aufgrund ihrer Instabilität stoßen gelbe Hyperriesen Materie in das umliegende Weltall ab, wodurch sich eine ausgedehnte „Atmosphäre“ um den Stern bildet.

Bei der Auswertung ihrer Beobachtungsdaten entdeckten die Astronomen, dass der Stern einen Durchmesser von mehr als dem 1.300-fachen des Sonnendurchmessers aufweist und somit deutlich größer ist als eigentlich zu erwarten war. Bei vergleichbar großen stellaren Objekten scheint es sich durchweg um rote Überriesen zu handeln, welche den 1.000-fachen bis 1.500-fachen Durchmesser der Sonne erreichen können, und deren Masse das 10- bis 30-fache der Sonnenmasse erreichen kann. Bislang galt der Grundsatz, dass der Radius eines gelben Hyperriesen nicht größer als der 400- bis 700-fache Sonnenradius ausfällt.

Durch die jetzt gewonnenen Resultate zeigte sich nicht nur, dass der Stern HR 5171 A der größte bekannte gelbe Stern ist – er stieg auch in die Klasse der zehn größten bisher überhaupt bekannten Sterne auf. Mit seinem Durchmesser von mehr als 1,83 Milliarden Kilometern – übertragen auf unser Sonnensystem würde sich die äußerste Schicht der Hülle dieses Sterns bis jenseits der Umlaufbahn des Planeten Jupiters erstrecken – ist der Hyperriese HR 5171 A sogar um etwa 50 Prozent größer als der allgemein bekannte Stern Beteigeuze, der rötlich leuchtende Hauptstern des Sternbildes Orion.

„Die neuen Beobachtungen haben auch gezeigt, dass dieser Stern über einen sehr nahen Doppelsternpartner verfügt, was eine ziemliche Überraschung war“, so Olivier Chesneau.

Diese Ergebnisse veranlassten die Astronomen dazu, auch ältere Beobachtungsdaten des Sterns HR 5171 A, welche eine Zeitspanne von mehr als 60 Jahre abdecken, erneut zu analysieren. Die jetzt neu ausgewerteten Aufnahmen, von denen einige übrigens auch von Amateurastronomen beigesteuert wurden, deuten darauf hin, dass sich dieses seltene und bemerkenswerte Objekt in den letzten Jahrzehnten rapide verändert hat und sich gegenwärtig offenbar in einer nur sehr kurz andauernden Phase seines Sternenlebens befindet. Über die letzten 40 Jahre hinweg hat dabei der Durchmesser von HR 5171 A immer weiter zugenommen. Zeitgleich fiel die Temperatur auf der äußeren Hülle des Sterns leicht ab.

Durch die Analyse der Daten bezüglich der Helligkeitsänderungen des Sterns konnten die Astronomen zudem bestätigen, dass es sich bei dem beobachteten Objekt um ein Doppelsternsystem handelt, bei dem der kleinere Begleitstern von der Erde aus betrachtet auf seiner Umlaufbahn direkt vor und hinter dem größeren Stern vorbeiläuft und dabei zeitweise einen Teil des von HR 5171 A ausgehenden Lichtes abschirmt. Dies erklärt auch die bereits weiter oben kurz erwähnten Schwankungen in der Helligkeit des Sternsystems. Für einen kompletten Umlauf um den Hauptstern benötigt der kleinere Begleitstern einen Zeitraum von rund 1.300 Tagen.

Hierfür griff das Team um Olivier Chesneau teilweise auf Daten zurück, welche durch Beobachtungen von anderen Observatorien und von Amateurastronomen zur Verfügung standen. Speziell die Übereinstimmung der Ergebnisse mit den Arbeiten des Amateurastronomen Sebastian Otero wird von den Astronomen als exzellent bezeichnet und verdeutlicht die Qualität dieser Amateuraufnahmen.

„Der Begleitstern, den wir gefunden haben, ist sehr wichtig, da er das Schicksal von HR 5171 A beeinflussen kann, indem er zum Beispiel dessen äußere Schicht abzieht, und somit seine Entwicklung ändert“, so Olivier Chesneau weiter.

Der entsprechende Effekt wird auch als Roche-Lobe Overflow bezeichnet. Die Bahn dieses zweiten Sterns verläuft so dicht bei dem Hauptstern, dass sich beide Komponenten praktisch berühren, so dass das gesamte System einer gigantischen kosmischen Erdnuss ähnelt. Der kleinere Begleitstern ist nur etwas heißer als der Hauptstern HR 5171 A, welcher auf seiner Oberfläche eine Temperatur von etwa 5.000 Grad Celsius erreicht.

Diese neue Entdeckung hebt die Bedeutung der Untersuchung dieser von ihren Dimensionen her gewaltigen und zugleich kurzlebigen gelben Hyperriesen hervor und könnte ein Mittel zum besseren Verständnis von Entwicklungsprozessen massereicher Sterne im Allgemeinen darstellen. Bisher konnten von den Astronomen nur einige wenige Sterne in dieser lediglich kurz andauernden Phase ihrer Existenz, in der sie dramatische Temperaturveränderungen während ihrer schnellen Entwicklung durchlaufen, beobachtet werden.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurden von Olivier Chesneau et al. unter dem Titel „The yellow hypergiant HR 5171 A: Resolving a massive interacting binary in the common envelope Phase“ in der Fachzeitschrift „Astronomy & Astrophysics“ publiziert.

Verwandte Meldung bei Raumfahrer.net:

• Eine Spiralstruktur um den Riesenstern R Sculptoris (14. Oktober 2012)
• Ein ungewöhnlich heller Stern wirft Fragen auf (28. Mai 2011)

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• Der gelbe Hyperriese HR 5171 A

Fachartikel von Olivier Chesneau et al.:

• The yellow hypergiant HR 5171 A: Resolving a massive interacting binary in the common envelope Phase (engl.)

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Ein Beitrag von Roger Spinner. Quelle: Universetoday/arxiv.

Darüber hinaus müssten diese Begleiter sehr viel kleiner sein als die uns derzeit Bekannten Zwerggalaxien. Ein Team von Astronomen fand vor kurzem, während der Analyse von Daten des Sloan Digital Sky Survey (SDSS), Hinweise auf eine solche neue Begleitgalaxie unserer Milchstrasse und hat deren Entdeckung nun bestätigt. Die Zahl der uns begleitenden Zwerggalaxien wächst somit auf zwölf Galaxien an.
Die mehr als 300’000 Lichtjahre entfernt gelegene Ursa Major (UMa) Zwerggalaxie, besitzt ungefähr ein Zehntel der Oberflächenhelligkeit der nächst grösseren bekannten Zwerggalaxie (im Sternbild Sextant).

Wie die Sextant-Zwerggalaxie, besitzt auch UMa eine sphärische Form. Sie gehört somit zum Galaxietyp dSph und ist in vielen Dingen vergleichbar mit Kugelsternhaufen, welche ja ebenfalls um grosse Spiralgalaxien herum anzutreffen sind. Zwerggalaxien sind viel zahlreicher als Riesengalaxien. Sie werden hauptsächlich in elliptische (dE), sphärische (dSph) und irreguläre (dIrr) Zwerggalaxien unterteilt.

Beth Willman von der New York University, Leiterin des 15-köpfigen Teams welches die SDSS Daten untersucht hat erklärt, dass Ursa Major dSph, wie schon die anderen sphärischen Begleitgalaxien, relativ alt und metallarm zu sein scheint.
Sie leuchtet 10-mal schwächer als die schwächste bisher entdeckte Begleitgalaxie. Willman’s Team ist derzeit daran weitere Beobachtungen durchzuführen und wird die dadurch gewonnenen Daten mit denen der bisher schon bekannten Begleitgalaxien vergleichen.

UMa wurde während einer gezielten Suche nach Begleitgalaxien entdeckt. Die Galaxie machte sich als schwache statistische Fluktuation in der Anzahl roter Sterne in diesem Himmelsausschnitt bemerkbar.

Alle Galaxien, wie Kugelsternhaufen übrigens auch, besitzen eine grosse Anzahl verschiedener Sterntypen in ihrem Aufbau. Dieses Spektrum reicht von jungen, massereichen, sehr kurzlebigen blauen Giganten, über länger lebende, weniger massereiche und meist schwächere gelbe Sternen mittleren Alters (wie unsere Sonne), bis hin zu alten, mässig hellen, Roten Giganten. Antares im Sternbild Skorpion oder Beteigeuze im Sternbild Orion sind klassische Vertreter dieser alten Gattung roter Überriesen. Bei der Suche nach nahe gelegenen Zwerggalaxien spielt diese Kategorie von Sternen eine besondere Rolle. Rote Überriesen sind gerade noch hell genug, um von den automatischen Teleskopen wie dem SDSS, sogar in mehreren hunderttausend Lichtjahren entfernten Galaxien, entdeckt, spektroskopisch identifiziert und gezählt zu werden.

Sind die Daten des SDSS erst einmal verfügbar, können Teams, wie das von Beth Willman, die Daten auf eine erhöhte Konzentration dieses Sterntyps hin untersuchen. Finden sie eine entsprechende Konzentration, so kann dies ein erster Hinweis auf die Existenz einer uns begleitenden Zwerggalaxie oder eines Kugelsternsternenhaufens sein. Wird eine solche Entdeckung gemacht, kann diese Himmelsgegend anschliessend von empfindlicheren Instrumenten in anderen Observatorien detaillierter untersucht werden.

Als die ersten Daten darauf schliessen liessen, dass die UMa Zwerggalaxie möglicherweise existieren könnte, wurde die Wide-Field Camera des 2,5 Meter Isaac Newton Teleskops (INT) auf den Kanarischen Inseln dazu verwendet, um ein erstes Bild der Galaxie zu erhalten.

Die Daten des Isaac Newton Teleskops wurden mit den Daten des SDSS kombiniert und zeigten dabei zum ersten Mal die wahre Struktur UMa’s.

Obwohl die Absolute Helligkeit kleinerer Zwerggalaxien durchaus mit der, der hellsten Kugelsternhaufen verglichen werden kann, gibt es einen entscheidenden Unterschied zwischen grossen Kugelsternhaufen und kleinen Zwerggalaxien. Die UMa Galaxie ist etwa zehn Mal so gross wie der grösste uns bekannte Kugelsternhaufen. Ein Grossteil ihrer Masse besteht jedoch aus nicht stellarer „Dunkler Materie“, währenddem bei einem Kugelsternhaufen nahezu die gesamte Masse aus Sternen besteht. Da UMa gross, aber nicht gerade sehr hell ist, wurde sie von Willman’s Team als Zwerggalaxie klassifiziert.

Aus kosmologischer Sicht, spielen Begleitgalaxien wie Ursa Major dSph eine wichtige Rolle bei der Entstehung der vielen grossen, mittleren und kleineren Strukturen im Universum. Spiralgalaxien wie unsere Milchstrasse oder die Andromeda Galaxie, bilden ausgedehnte Gruppen von Galaxien. Diese Ansammlungen werden auch Galaxien-Gruppen oder Galaxienhaufen genannt. Unsere eigene Gruppe, die so genannte Lokale Gruppe ist eher klein in ihrer Ausdehnung und nicht sehr Massereich, verglichen mit anderen Galaxienhaufen. Ihre beiden grössten Mitglieder, die Milchstrasse und die Andromedagalaxie sind für Spiralgalaxien zwar relativ gross, im Vergleich mit den grössten bekannten Galaxien, den riesigen elliptischen Galaxien, fällt ihre Grösse doch eher bescheiden aus. Ansammlungen von elliptischen Galaxien bilden die grössten uns bekannten Strukturen im Universum. Solche Haufen bestehen teilweise aus mehreren tausend dieser grossen Galaxien.

Unsere lokale Gruppe besteht dagegen gerade einmal aus einigen dutzend Mitgliedern. Die kleinste Formation innerhalb der lokalen Gruppe besteht aus der Milchstrasse und ihrem Gefolge. Dazu zählen die beiden Magellanschen Wolken und nun, mittlerweile zwölf sphärische Zwerggalaxien.

Eine sehr gute englischsprachige Übersicht über die Lokale Gruppe findet sich hier.

In ihrem Forschungsbericht erklären Beth Willman und ihr Team weiter, dass UMa bereits sehr nahe am Limit dessen ist, was wir heute mit unseren Instrumenten überhaupt entdecken können. Eine grosse Anzahl weiterer Zwerggalaxien, ähnlich wie Ursa Major dSph, könnten noch um die ganze Galaxis herum verteilt sein. Es ist zu erwarten, dass mit unseren heutigen Instrumenten noch zusätzliche 8-9 Zwerggalaxien entdeckt werden können. Dies würde diese Modelle der Galaxieentstehung ausschliessen, die keine derart hohe Anzahl kleiner Zwerggalaxien vorhersagen. Die Entdeckung von UMa ist somit ein wichtiger Schritt hin zu einem besseren Verständnis der Vorgänge die zur Entstehung unserer Galaxis geführt haben.

Weiterführende Websites:

Original Veröffentlichung von Beth Willman (engl.)

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