Quelle: ESON 27. August 2024.

27. August 2024 – Die Kollaboration schaffte dieses Meisterstück, indem sie Licht von entfernten Galaxien bei einer Frequenz von etwa 345 GHz, was einer Wellenlänge von 0,87 mm entspricht, detektierten. Die Forschungsgruppe schätzt, dass sie in Zukunft Bilder von Schwarzen Löchern erstellen können, die 50 % detaillierter sind als bisher. Dadurch wird die Region unmittelbar außerhalb der Grenze zu nahe gelegenen supermassereichen Schwarzen Löchern schärfer dargestellt. Außerdem können sie mehr Schwarze Löcher abbilden als bisher. Die neuen Messungen, die Teil eines Pilotversuchs sind, wurden heute im Astronomical Journal veröffentlicht.

Die EHT-Kollaboration veröffentlichte 2019 Bilder von M87*, dem supermassereichen Schwarzen Loch im Zentrum der Galaxie M87, und 2022 Bilder von Sgr A*, dem Schwarzen Loch im Herzen unserer Milchstraßengalaxie. Diese Bilder wurden durch die Verknüpfung mehrerer Radioobservatorien auf der ganzen Welt mithilfe einer Technik erstellt, die als Very Long Baseline Interferometry (VLBI) bezeichnet wird, um ein einziges „erdgroßes“ virtuelles Teleskop zu bilden.

Um Bilder mit höherer Auflösung zu erhalten, verlassen sich Astronomen in der Regel auf größere Teleskope – oder auf einen größeren Abstand zwischen den Observatorien, die als Teil eines Interferometers arbeiten. Da das EHT jedoch bereits die Größe der Erde hatte, erforderte ein höheres Auflösungsvermögen bei den bodengestützten Beobachtungen einen anderen Ansatz. Eine weitere Möglichkeit, die Auflösung eines Teleskops zu erhöhen, besteht darin, Licht mit einer kürzeren Wellenlänge zu beobachten – und genau das hat die EHT-Kollaboration nun getan.

„Mit dem EHT haben wir die ersten Aufnahmen von Schwarzen Löchern mit einer Wellenlänge von 1,3 mm gemacht. Der helle Ring, der durch die Lichtbeugung in der Schwerkraft des Schwarzen Lochs entstand, sah jedoch immer noch verschwommen aus. Wir stießen an die absoluten Grenzen der Schärfe, mit der wir die Bilder aufnehmen konnten“, so Alexander Raymond, einer der beiden Leiter der Studie. Er war zuvor Postdoktorand am Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian (CfA) und ist jetzt am Jet Propulsion Laboratory tätig, beide in den Vereinigten Staaten. „Bei 0,87 mm werden unsere Bilder schärfer und detaillierter sein. Dadurch werden wir wahrscheinlich neue Eigenschaften entdecken, sowohl solche, die bereits vorhergesagt wurden, als auch einige überraschende.“

Um zu zeigen, dass Messungen bei 0,87 mm möglich sind, unternahm die Kollaboration Testbeobachtungen entfernter, heller Galaxien bei dieser Wellenlänge [2]. Anstatt das gesamte Netzwerk des EHT zu verwenden, nutzten sie zwei kleinere Teilsysteme, die sowohl ALMA als auch das Atacama Pathfinder EXperiment (APEX) in der Atacama-Wüste in Chile beinhalteten. Die Europäische Südsternwarte (ESO) ist ein Partner von ALMA und einer der Betreiber von APEX. Zu den weiteren genutzten Stützpunkten gehören das 30-Meter-Teleskop IRAM in Spanien und das NOrthern Extended Millimeter Array (NOEMA) in Frankreich sowie das Grönland-Teleskop und das Submillimeter Array in Hawaii.

In diesem Pilotversuch gelang es den Forschern, Beobachtungen mit einer Detailgenauigkeit von 19 Mikrobogensekunden durchzuführen, was bedeutet, dass sie mit der bisher höchsten Auflösung von der Erdoberfläche aus beobachteten. Allerdings konnten sie noch keine Bilder produzieren: Zwar wiesen sie das Licht mehrerer entfernter Galaxien zuverlässig nach. Die Anzahl der verwendeten Empfänger reichte jedoch nicht aus, um aus den Daten ein genaues Bild rekonstruieren zu können.

Dieser Technologietest hat ein neues Fenster zur Erforschung von Schwarzen Löchern geöffnet. Mit dem vollständigen Array könnte das EHT Details von nur 13 Mikrobogensekunden Größe nachweisen, so als würde man von der Erde aus eine Münze auf dem Mond erkennen. Bei einer Wellenlänge von 0,87 mm sollten also Bilder zu erzielen sein, deren Auflösung etwa 50 % besser ist als die der zuvor veröffentlichten Bilder von M87* und SgrA* bei 1,3 mm. Darüber hinaus besteht die Möglichkeit, weiter entfernte, kleinere und schwächere Schwarze Löcher zu beobachten als die beiden, die die Kollaboration bisher abgebildet hat.

EHT-Gründungsdirektor Sheperd „Shep“ Doeleman, Astrophysiker am CfA und Co-Leiter der Studie, sagt: „Indem wir Veränderungen im umgebenden Gas bei verschiedenen Wellenlängen untersuchen, können wir das Rätsel lösen, wie Schwarze Löcher Materie anziehen und aufnehmen und wie sie leistungsstarke Jets erzeugen können, die über galaktische Entfernungen hinausreichen.“

Zum ersten Mal wurde die VLBI-Technik erfolgreich bei einer Wellenlänge von 0,87 mm eingesetzt. Zwar war es bereits vor den neuen Messungen möglich, den Nachthimmel bei 0,87 mm zu beobachten, doch war die Anwendung der VLBI-Technik bei dieser Wellenlänge immer mit Herausforderungen verbunden, deren Bewältigung Zeit und technologische Fortschritte erforderte. So absorbiert Wasserdampf in der Atmosphäre Strahlung bei 0,87 mm viel stärker als bei 1,3 mm, was es für Radioteleskope schwieriger macht, Signale von Schwarzen Löchern bei der kürzeren Wellenlänge zu empfangen. Die Entwicklung von VLBI hin zu kürzeren Wellenlängen, insbesondere in den Submillimeterbereich, verlief nur langsam. Das lag an den zunehmend stärkeren atmosphärischen Turbulenzen und der vermehrten Rauschbildung bei diesen Wellenlängen. Hinzu kam die Schwierigkeit, die globalen Wetterverhältnisse bei empfindlichen Beobachtungen zu kontrollieren. Doch mit diesen neuen Beobachtungen hat sich das nun geändert.

„Diese Signalmessungen mit dem VLBI bei 0,87 mm sind bahnbrechend, da sie ein neues Beobachtungsfenster für die Untersuchung supermassereicher Schwarzer Löcher öffnen“, erklärt Thomas Krichbaum, Mitautor der Studie vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bonn, Deutschland. Diese Forschungseinrichtung betreibt zusammen mit der ESO das APEX-Teleskop. Er fügt hinzu: „In Zukunft wird die Kombination der IRAM-Teleskope in Spanien (IRAM-30m) und Frankreich (NOEMA) mit ALMA und APEX die gleichzeitige Abbildung von noch kleineren und schwächeren Emissionen als bisher bei zwei Wellenlängen, 1,3 mm und 0,87 mm, ermöglichen.“

Endnoten
[1] Es gab bereits astronomische Beobachtungen mit höherer Auflösung, aber diese wurden durch die Kombination von Signalen von Teleskopen am Boden mit einem Teleskop im Weltraum erzielt: https://www.mpifr-bonn.mpg.de/pressemeldungen/2022/2. Die heute veröffentlichten neuen Beobachtungen sind die bislang detailliertesten, die jemals nur mit bodengestützten Teleskopen erzielt wurden.

[2] Als Test für ihre Beobachtungen richtete die EHT-Kollaboration die Antennen auf sehr weit entfernte „aktive“ Galaxien, die von supermassiven Schwarzen Löchern in ihren Kernen angetrieben werden und sehr hell sind. Diese Arten von Quellen helfen bei der Kalibrierung der Beobachtungen, bevor das EHT schwächere Quellen wie nahegelegene Schwarze Löcher anvisiert.

Weitere Informationen
Diese Forschungsarbeit der EHT-Kollaboration wurde in einem Artikel von A. W. Raymond et al. präsentiert, der heute in The Astronomical Journal (doi: 10.3847/1538-3881/ad5bdb) veröffentlicht wurde.

An der EHT-Kollaboration sind mehr als 400 Forschende aus Afrika, Asien, Europa, Nord- und Südamerika beteiligt, von denen etwa 270 an diesem Artikel mitgewirkt haben. Ziel der internationalen Zusammenarbeit ist es, die detailliertesten Bilder von Schwarzen Löchern zu erstellen, die jemals aufgenommen wurden, indem ein virtuelles Teleskop in der Größe der Erde geschaffen wird. Mit Unterstützung beträchtlicher internationaler Anstrengungen verbindet das EHT bestehende Teleskope mithilfe neuartiger Techniken und schafft so ein grundlegend neues Instrument mit der höchsten bisher erreichten Winkelauflösung.

Das EHT-Konsortium besteht aus 13 beteiligten Instituten: dem Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics, der University of Arizona, dem Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian, der University of Chicago, dem East Asian Observatory, der Goethe-Universität Frankfurt, Institut de Radioastronomie Millimétrique, Large Millimeter Telescope, Max-Planck-Institut für Radioastronomie, MIT Haystack Observatory, National Astronomical Observatory of Japan, Perimeter Institute for Theoretical Physics und Radboud University.

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 Ministry of Science and Technology (MOST) 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.

Das Atacama Pathfinder EXperiment (APEX) ist ein Teleskop mit einem Durchmesser von 12 Metern, das im Millimeter- und Submillimeterbereich – zwischen Infrarotlicht und Radiowellen – arbeitet. Die ESO betreibt APEX an einem der höchstgelegenen Observatorien der Erde, auf einer Höhe von 5100 Metern, hoch oben auf dem Chajnantor-Plateau in der chilenischen Atacama-Region. APEX ist ein Projekt des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie (MPIfR), das von der ESO im Auftrag des MPIfR verwaltet und betrieben wird.

Die Europäische Südsternwarte (ESO) befähigt Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler 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.

Forschungsartikel
https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso2411/eso2411a.pdf

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• Event Horizon Telescope „EHT“

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Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie 23. Februar 2023.

23. Februar 2023 – Eine internationale Forschungsgruppe unter der Leitung von Stefanie Komossa vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bonn präsentiert wichtige neue Ergebnisse zur Galaxie OJ 287, die auf den bisher dichtest getakteten und längsten Beobachtungen vom Radio- bis zum Hochenergiefrequenzbereich basieren. Die Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler waren in der Lage, entscheidende Tests von Modellvorhersagen durchzuführen, die ein Paar Schwarzer Löcher im Zentrum dieser Galaxie beschreiben. Dazu wurden verschiedene Beobachtungsinstrumente wie das Radioteleskop Effelsberg und das Neil-Gehrels-Swift-Observatorium eingesetzt. Zum ersten Mal wurde eine unabhängige Bestimmung der Masse des Schwarzen Lochs durchgeführt und der Anteil der Materie in der umgebenden Akkretionsscheibe konnte abgeschätzt werden.

Die Resultate zeigen, dass ein außergewöhnlich großes Schwarzes Loch von mehr als 10 Milliarden Sonnenmassen nicht mehr erforderlich ist. Stattdessen sprechen die Ergebnisse für Modelle mit einer kleineren Masse des primären Schwarzen Lochs in der Größenordnung von 100 Millionen Sonnenmassen. Mehrere bisher nicht gelöste Rätsel, darunter das scheinbare Ausbleiben des letzten großen Strahlungsausbruchs von OJ 287 (der jetzt identifiziert wurde) und der viel diskutierte Emissionsmechanismus während der Hauptausbrüche, können auf diese Weise geklärt werden. Zusätzlich konnten Ergebnisse zur Blazar-Physik gewonnen werden, die Prozesse in der Nähe der Startregion des Jets aufzeigen.

Diese Ergebnisse sind von großer Bedeutung für die theoretische Modellierung von engen Paaren supermassereicher Schwarzen Löcher und ihrer Entwicklung, für das Verständnis des Zusammenspiels von Akkretion und der Entstehung von Jets Schwarzer Löcher, für künftige Pulsar-Timing-Messungen und den Nachweis von Gravitationswellen aus diesem System mit weltraumgestützten Observatorien sowie für eine direkte räumliche Auflösung dieses Systems mit dem Event-Horizon-Teleskop oder dem künftigen SKA-Observatorium.

Die Präsentation der Ergebnisse erfolgt in zwei aktuellen Veröffentlichungen in den Fachzeitschriften „MNRAS Letters“ und „The Astrophysical Journal“.

Blazare sind Galaxien mit starken, langlebigen Jets aus relativistischen Teilchen, die in unmittelbarer Nähe ihres zentralen supermassereichen Schwarzen Lochs ausgestoßen werden.

Wenn zwei Galaxien kollidieren und miteinander verschmelzen, entstehen supermassereiche binäre Schwarze Löcher. Solche Binärsysteme sind von großem Interesse, da sie eine Schlüsselrolle bei der Entwicklung von Galaxien und dem Wachstum von Schwarzen Löchern spielen. Außerdem sind miteinander verschmelzende Binärsysteme die stärksten Quellen von Gravitationswellen im Universum. Die künftige Satellitenmission LISA („Laser Interferometer Space Antenna“) der Europäischen Raumfahrtagentur (ESA) zielt auf den direkten Nachweis solcher Wellen ab. Die Suche nach Systemen binärer Schwarzer Löcher ist derzeit in vollem Gange.

OJ 287 ist ein heller Blazar in Richtung des Sternbilds Krebs in einer Entfernung von ca. 5 Milliarden Lichtjahren. Er ist einer der besten Kandidaten für ein kompaktes binäres supermassereiches Schwarzes Loch. Das Markenzeichen von OJ 287 sind außergewöhnliche Strahlungsausbrüche, die sich alle 11 bis 12 Jahre wiederholen. Einige dieser Ausbrüche sind so intensiv, dass OJ 287 vorübergehend zum hellsten Blazar am Himmel wird. Die sich wiederholenden Ausbrüche sind so bemerkenswert, dass in der Literatur eine Reihe verschiedener Binärmodelle zur Erklärung dieser Ausbrüche vorgeschlagen wurden. Da ein zweites Schwarzes Loch im System das massereichere Schwarze Loch umkreist, stört es entweder den Jet oder die Akkretionsscheibe des massereicheren Schwarzen Lochs und ruft auf diese Weise eine periodische Modulation der Helligkeit von OJ 287 hervor.

Bislang gab es jedoch keine direkte, unabhängige Bestimmung der Masse des primären Schwarzen Lochs, und keines der Modelle konnte in systematischen Beobachtungskampagnen kritisch geprüft werden, da diese Kampagnen über keine breitbandige Abdeckung der Strahlung in vielen verschiedenen Frequenzen verfügten. Zum ersten Mal wurden nun zahlreiche Sätze von gleichzeitigen Röntgen-, UV- und Radiobeobachtungen sowie optischer und Gammastrahlenbänder genutzt. Ermöglicht wurden die neuen Erkenntnisse durch das MOMO-Projekt („Multiwavelength Observations and Modelling of OJ 287“), das eine der dichtesten und am längsten andauernden Mehrfrequenz-Beobachtungskampagnen aller Blazare, die auch Röntgenstrahlung einbeziehen, darstellt, außerdem die dichteste jemals für OJ 287 durchgeführte Beobachtungskampagne.

„OJ 287 ist ein exzellentes Labor, um die physikalischen Bedingungen zu untersuchen, die in einer der extremsten astrophysikalischen Umgebungen herrschen: Scheiben und Jets von Materie in unmittelbarer Nähe von einem oder zwei supermassereichen Schwarzen Löchern“, sagt Stefanie Komossa vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR), die Erstautorin der beiden hier vorgestellten Studien. „Deswegen haben wir das Projekt MOMO initiiert. Es bedient sich dicht getakteter Beobachtungen von OJ 287 bei mehr als 14 Frequenzen vom Radio- bis zum Hochenergiebereich, die sich über Jahre erstrecken, sowie spezieller Nachbeobachtungen von mehreren boden- und weltraumgestützten Observatorien aus, wenn der Blazar in außergewöhnlichen Zuständen gefunden wird.“

„Tausende von Datensätzen wurden bereits aufgenommen und ausgewertet. Das macht OJ 287 zu einem der am besten überwachten Blazare im UV-Röntgen-Radio-Bereich“, fügt Ko-Autor Alex Kraus vom MPIfR hinzu. „Das Radioteleskop Effelsberg und die Weltraummission Swift spielen eine zentrale Rolle in dem Projekt.“

Das Radioteleskop Effelsberg liefert Informationen über ein breites Spektrum von Radiofrequenzen, während das Neil-Gehrels-Swift-Observatorium genutzt wird, um gleichzeitig UV-, optische und Röntgendaten zu erhalten. Hochenergetische Gammastrahlendaten vom Fermi-Observatorium sowie Radiodaten vom Submillimeter Array (SMA) auf dem Maunakea/Hawaii wurden ebenfalls benutzt.

In der Regel dominiert der Jet die elektromagnetische Strahlung von OJ 287. Der Jet ist so hell, dass er die Strahlung der Akkretionsscheibe (die Strahlung der Materie, die in das Schwarze Loch fällt) überstrahlt, so dass es schwierig bis unmöglich ist, die Emission der Akkretionsscheibe zu beobachten. Das ist so, als würde man direkt in einen Autoscheinwerfer schauen. Aufgrund der großen Anzahl von MOMO-Beobachtungen, die das Licht von OJ 287 in einem dichten Rhythmus abdeckten (fast jeden zweiten Tag eine neue Beobachtung mit Swift), wurden jedoch „Deep Fades“ entdeckt. Dabei handelt es sich um Zeiten, in denen die Jet-Emission stark abklingt. Dadurch wird es den Forschern möglich, die Emission aus der Akkretionsscheibe einzugrenzen. Die Ergebnisse zeigen, dass die Materiescheibe, die das Schwarze Loch umgibt, mindestens um einen Faktor 10 schwächer ist als bisher angenommen, mit einer geschätzten Leuchtkraft von nicht mehr als 2 x 10⁴⁶ erg/s, was etwa dem 5-Billionenfachen der Leuchtkraft unserer Sonne (5 x 10¹² Lʘ) entspricht.

Zum ersten Mal wurde die Masse des primären Schwarzen Lochs von OJ 287 aus der Bewegung der an das Schwarze Loch gebundenen gasförmigen Materie abgeleitet. Die Masse beträgt das Hundertmillionenfache der Masse unserer Sonne. „Dieses Ergebnis ist sehr wichtig, denn die Masse ist ein Schlüsselparameter in den Modellen, die die Entwicklung eines solchen Binärsystems untersuchen: Wie weit sind die Schwarzen Löcher voneinander entfernt, wie schnell werden sie verschmelzen, wie stark ist ihr Gravitationswellensignal“, kommentiert Dirk Grupe von der Northern Kentucky University (USA), ein Mitautor beider Studien.

„Die neuen Ergebnisse deuten darauf hin, dass eine außergewöhnlich große Masse für das Schwarze Loch von OJ 287, die 10 Milliarden Sonnenmassen übersteigt, nicht mehr erforderlich ist, ebenso wenig wie eine besonders leuchtkräftige Materiescheibe um das Schwarzen Loch“, fügt Thomas Krichbaum vom MPIfR hinzu, ein Mitautor des ApJ-Artikels. Die Ergebnisse sprechen eher für ein Binär-Modell mit geringerer Masse.

Die Studie löst auch zwei seit langem diskutierte Rätsel: das scheinbare Fehlen des letzten der hellen Ausbrüche, für die OJ 287 berühmt ist, und den Emissionsmechanismus hinter den Ausbrüchen. Die MOMO-Beobachtungen ermöglichen es, den Zeitpunkt des letzten Ausbruchs genau festzulegen. Er ereignete sich nicht im Oktober 2022, wie es das Modell mit riesiger Schwarz-Loch-Masse vorhergesagt hatte, sondern in den Jahren 2016-2017, die von MOMO umfassend erfasst wurden. Darüber hinaus zeigen Radiobeobachtungen mit dem 100-Meter-Teleskop in Effelsberg, dass diese Ausbrüche nicht-thermischer Natur sind. Das bedeutet, dass Jet-Prozesse die Energiequelle der Ausbrüche sind.

Die MOMO-Ergebnisse haben Auswirkungen auf gegenwärtige und künftige Suchstrategien nach weiteren Binärsystemen dieser Art mit Hilfe großer Observatorien wie dem Event-Horizon-Teleskop und in Zukunft dem SKA-Observatorium. Sie könnten in Zukunft den direkten Radionachweis und die räumliche Auflösung der beiden Schwarzen Löcher in OJ 287 und ähnlichen Systemen sowie den Nachweis von Gravitationswellen von diesen Systemen ermöglichen. OJ 287 wird aufgrund der abgeleiteten Masse des primären Schwarzen Lochs von 100 Millionen Sonnenmassen nicht mehr als Zielquelle für Pulsar-Timing-Arrays dienen, wird aber (während des Verschmelzens) in der Reichweite zukünftiger weltraumgestützter Observatorien liegen.

„Unsere Ergebnisse sind von großer Bedeutung für die theoretische Modellierung von binären supermassereichen Schwarzen Löchern und ihrer Entwicklung, für das Verständnis der Physik der Akkretion und des Materieauswurfs in der Nähe von supermassereichen Schwarzen Löchern und für die elektromagnetische Identifizierung von Binärsystemen im Allgemeinen“, schließt Stefanie Komossa.

Hintergrundinformation:
MOMO („Multiwavelength Observations and Modelling of OJ 287“): Das Projekt hat zum Ziel, die Physik von Scheibe und Jet im Blazar OJ 287 zu verstehen, Modelle für binäre Schwarze Löcher zu testen und den Status und die Entwicklung von kompakten Binärsystemen zu verstehen. Es wurde 2015 begonnen und umfasst mehrjährige Beobachtungen der Galaxie OJ 287 mit hoher Taktrate in einem sehr breiten Frequenzspektrum vom Radio- bis zum Hochenergiebereich. Die Beobachtungen werden mit einer hohen Taktrate (bis zu einmal pro Tag) durchgeführt. MOMO deckt alle Aktivitätszustände von OJ 287 ab. Bei außergewöhnlichen Zuständen von OJ 287 werden Folgebeobachtungen mit zusätzlichen boden- und weltraumgestützten Teleskopen durchgeführt, einschließlich empfindlicher Spektroskopie im optischen und Röntgenbereich.

Das Radio-Observatorium Effelsberg befindet sich in einem Tal in der Eifel bei Bad Münstereifel-Effelsberg, etwa 40 km südwestlich von Bonn. Es wird vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bonn betrieben. Das 100-m-Radioteleskop ist eines der größten voll beweglichen Radioteleskope der Erde. Es ermöglicht Messungen in einem breiten Spektrum von Radiofrequenzen zwischen 300 MHz und 90 GHz.

Das Neil-Gehrels-Swift-Observatorium ist ein weltraumbasiertes Multi-Wellenlängen-Observatorium zur Erforschung von Gammastrahlenausbrüchen und einer Vielzahl anderer astrophysikalischer Objekte mit stark veränderlicher Strahlung. Der Satellit Swift hat drei Teleskope an Bord, die Messungen im optischen, UV-, Röntgen- und Gammastrahlenbereich durchführen. Swift ist Teil des NASA-Programms Medium Explorer (MIDEX) und wurde 2004 in eine erdnahe Umlaufbahn gebracht.

Das Forschungsteam umfasst S. Komossa, D. Grupe, A. Kraus, M.A. Gurwell, Z. Haiman, F.K. Liu, A. Tchekhovskoy, L.C. Gallo, M. Berton, R. Blandford, J.L. Gómez, und A.G. Gonzalez (MNRAS Letter), sowie S. Komossa, A. Kraus, D. Grupe, A.G. Gonzalez, M.A. Gurwell, L.C. Gallo, F.K. Liu, I. Myserlis, T.P. Krichbaum, S. Laine, U. Bach, J.L. Gómez, M.L. Parker, S. Yao, und M. Berton (ApJ Paper). Stefanie Komossa, Alex Kraus, Thomas Krichbaum, Uwe Bach und Su Yao sind Mitarbeiter des MPIfR.

Originalveröffentlichungen:
Absence of the predicted 2022 October outburst of OJ 287 and implications for binary SMBH scenarios
S. Komossa et al., in: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters, 23. Februar 2023. DOI: 10.1093/mnrasl/slad016

Multifrequency radio variability of the blazar OJ 287 from 2015–2022, absence of predicted 2021 precursor-flare activity, and a new binary interpretation of the 2016/2017 outburst
S. Komossa et al., in: Astrophysical Journal, 23. Februar 2023. DOI: 10.3847/1538-4357/acaf71 (Preprint via astro-ph: https://arxiv.org/abs/2302.11486)

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• Aktive Galaktische Kerne – Quasare – supermassive Schwarze Löcher

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: Gemini-South-Observatorium, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.

Bei dem Sternsystem V4046 Sagittarii AB – abgekürzt V4046 Sgr AB – handelt es sich um ein in dem Sternbild Schütze (lat. Name „Sagittarius“) beheimatetes Doppelsternsystem, welches sich in einer Entfernung von etwa 240 Lichtjahren zu unserem eigenen Sonnensystem befindet. Die beiden Sterne des Systems verfügen über ein Alter von etwa 20 Millionen Jahren, weisen fast identische Massen von jeweils 0,9 Sonnenmassen auf und gehören den Spektralklassen K5 und K7 an. Die Distanz zwischen den beiden Sternen beträgt dabei lediglich 0,045 Astronomischen Einheiten (kurz „AE“), was einer Entfernung von etwa 6,7 Millionen Kilometern oder weniger als dem fünffachen Durchmesser der Sonne entspricht.

Bereits im Jahr 2009 konnten Astronomen durch Beobachtungen mit dem Submillimeter-Array-Radioteleskop (kurz „SMA“) nachweisen, dass dieses Doppelsternsystem von einer rotierenden protoplanetaren Scheibe umgeben ist. Derartige protoplanetaren Scheiben, aus denen sich nach den gängigen Theorien im Verlauf eines komplexen Entstehungsprozesses Kometen, Asteroiden und Planeten bilden, sind den Astronomen bereits seit dem Jahr 1994 bekannt.

Die das System von V4046 Sgr AB umgebende Scheibe war jedoch die erste protoplanetare Scheibe, welche bei einem Doppelsternsystem entdeckt werden konnte. Zudem war in diesem Fall für die Astronomen das vergleichsweise hohe Alter der beiden Sterne bemerkenswert, welche von der Scheibe umgeben sind. Eigentlich – so die gängigen Theorien zur Planetenentstehung – sollten sich protoplanetare Scheiben bereits innerhalb von weniger als zehn Millionen Jahren auflösen.

Der innere Rand von der das System V4046 Sgr AB umgebenden protoplanetaren Scheibe befindet sich in einer Entfernung von etwa 30 Astronomischen Einheiten zum gemeinsamen Massezentrum der beiden Sterne. Von dort aus erstreckt sich die Scheibe bis zu einer Entfernung von etwa 300 AEs. Diese Region entspricht in etwa dem Bereich, in dem sich in unserem Sonnensystem die Gasplaneten Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun sowie die Objekte des Kuipergürtelsgebildet haben könnten. Und tatsächlich gingen die an den in den Jahren 2008 und 2009 erfolgten Untersuchungen beteiligten Wissenschaftler davon aus, dass sich innerhalb der Scheine von V4046 Sgr AB gerade Gasplaneten bilden könnten.

„Wir hielten das molekulare Gas um diese beiden Sterne schon seit geraumer Zeit für einen ganz deutlichen Hinweis darauf, dass im Bereich dieser beiden Sterne gerade Jupiter-ähnliche Planeten entstehen könnten oder sich zumindest erst kürzlich gebildet haben“, so Joel H. Kastner vom Rochester Institute of Technology (RIT) im US-Bundesstaat New York, der Leiter der damaligen Studie, im Rahmen einer entsprechenden Pressemitteilung aus dem Jahr 2009. „Die SMA-Daten, die eine rotierende Scheibe zeigen, unterstützen diese Annahme eindeutig.“

Neue Beobachtungen
Aktuelle Beobachtungen, welche mit dem Gemini-South-Observatorium – einem auf dem Berg Cerro Pachón in den chilenischen Anden befindlichen Teleskop mit einem Hauptspiegeldurchmesser von 8,1 Metern – durchgeführt wurden, untermauern jetzt diese These. Mit dem erst im Januar 2014 in Betrieb genommenen Gemini Planet Imager (kurz „GPI“) gelang den Astronomen der Nachweis von Staubpartikeln, welche sich im Bereich der protoplanetaren Scheibe von V4046 Sgr AB befinden.

Im Infrarotbereich konnte zudem das Streulicht dieser Staubpartikel aufgelöst und anschließend analysiert werden. Dabei zeigte sich, dass sich innerhalb der protoplanetaren Scheibe zwei deutlich erkennbare Ringstrukturen befinden, welche Konzentrationen dieser Staubpartikel aufweisen. Diese Beobachtungsdaten des GPI deuten darauf hin, dass sich innerhalb der protoplanetaren Scheibe von V4046 Sgr AB in einer Entfernung von etwa vier bis 12 AEs zu den Sternen gerade ein, eventuell aber sogar auch mehrere Planeten bilden.

„Der Gemini Planet Imager ermöglicht es uns, realtiv nahe zu unserem Sonnensystem gelegene planetenbildende protoplanetare Scheiben mit einer hohen Detailgenauigkeit abzubilden. Auf diese Weise können wir die Prozesse der Entstehung von Planeten direkt untersuchen, die sich auf Umlaufbahnen bewegen, die mit denen der Gasplaneten in unserem eigenen Sonnensystem vergleichbar sind“, so Valerie A. Rapson vom Rochester Institute of Technology, welche die kürzlich erfolgten Untersuchungen leitete.

Diese Analysen lieferten den bisher vermutlich besten Nachweis einer gerade erfolgenden Planetenentstehung im Bereich eines Doppelsternsystems. Die Untersuchungen zeigten zudem, dass die Staubpartikel, welche sich innerhalb dieser Scheibe befinden, dort nach ihrer jeweiligen Größe getrennt auftreten. Diese Beobachtungen decken sich mit den bisherigen Modellen über die Prozesse, welche vermutlich bei der Planetenentstehung innerhalb einer protoplanetaren Scheibe ablaufen.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse von Valerie A. Rapson et al. wurden kürzlich unter dem Titel „Scattered Light from Dust in the Cavity of the V4046 Sgr Transition Disk“ in der Fachzeitschrift The Astrophysical Journal Letters publiziert.

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• Gasströme in Mehrfachsystemen fördern Planetenbildung (5. November 2014)
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• Schneegrenze bei TW Hydrae bestimmt (21. Juli 2013)
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• Exoplaneten Newsarchiv

Fachartikel von Valerie A. Rapson et al.:

• Scattered Light from Dust in the Cavity of the V4046 Sgr Transition Disk (Arxiv, Volltext, engl.)

Der Beitrag Planetenentstehung im Sternsystem V4046 Sagittarii AB erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Historische Aufzeichnungen von Novae-Ausbrüchen sind äußerst selten und somit für die moderne Astronomie von einem besonderen Interesse. Dies ist ganz besonders dann der Fall, wenn sich aus diesen Beobachtungen auch noch in der Gegenwart neue Erkenntnisse ableiten lassen können.

Im Jahr 1670 beobachteten Astronomen am nächtlichen Himmel im Bereich des ansonsten eher unscheinbaren Sternbildes Vulpecula (zu deutsch „Füchschen“) das Aufleuchten eines „neuen Sterns“. Einige der bedeutendsten Himmelsbeobachter dieser Epoche, darunter die Astronomen Giovanni Domenico Cassini und Johannes Hevelius – der Begründer der Kartografie des Erdmondes – haben den nachfolgenden Generationen sorgfältige Aufzeichnungen dieser Himmelserscheinung hinterlassen. Hevelius beschrieb seine Beobachtung als „Nova sub capite Cygni“ – als einen neuen Stern unterhalb des Kopfes im Bereich des Sternbildes Schwan (lat. Name „Cygnus“).

In der Gegenwart wird dieses Objekt als Nova Vul 1670 bezeichnet und ist zudem unter dem Namen CK Vulpeculae als ein Stern mit veränderlicher Helligkeit klassifiziert.

Bei den ersten Beobachtungen vor mehr als 340 Jahren war Nova Vul 1670 mit einer Helligkeit von bis zu 2,6 mag noch leicht mit dem bloßen Auge sichtbar. In den folgenden zwei Jahren zeigte das Objekt dann zunächst deutlich erkennbare Helligkeitsschwankungen bevor es zunächst von Nachthimmel ‚verschwand‘. In der Folgezeit konnten die Astronomen Nova Vul 1670 noch zweimal beobachten bevor diese vermeintliche Nova endgültig unsichtbar wurde. Obwohl die Aufzeichnungen das Phänomen für die damalige Zeit überraschend gut dokumentierten, fehlte auch den besten Astronomen dieser Epoche einfach die notwendige technische Ausrüstung und das Wissen, um die eigenartigen Eigenschaften dieser scheinbaren Nova erklären zu können.

Erst während des 20. Jahrhunderts kamen die Astronomen zu dem Schluss, dass die meisten Novae durch explosive Ausbrüche in engen Doppelsternsystemen erklärt werden können. Das eigentümliche Verhalten von Nova Vul 1670 war jedoch auch mit diesem Modell nicht schlüssig zu erklären und blieb bis auf weiteres ein Rätsel. Selbst mit der ständig wachsenden Empfindlichkeit der astronomischen Beobachtungsinstrumente war es lange Zeit nicht möglich, überhaupt auch nur eine Spur dieses Ereignisses an der entsprechenden Stelle am Himmel nachzuweisen.

Erst in den 1980er Jahren gelang es einem Team von Astronomen, in der Umgebung der Ausbruchsstelle einen schwachen Nebel zu lokalisieren. Obwohl diese Entdeckung eine verlockende Verbindung zu dem Ereignis von 1670 darstellte, trug sie doch wenig dazu bei, um die wahre Natur von dem zu entschlüsseln, was vor über 340 Jahren am Himmel über Europa zu beobachten war.

Durch Untersuchungen mit modernen Instrumenten konnten Astronomen dieses Rätsel jetzt jedoch lösen.

Eine gewaltige Sternkollision
„Das Objekt galt für viele Jahre als Nova, aber je länger es untersucht wurde, desto weniger sah es nach einer gewöhnlichen Nova oder irgendeiner anderen Art von explodierenden Sternen aus“, so Dr. Tomasz Kamiński, der Erstautor einer entsprechenden Studie, welcher zum Zeitpunkt der Beobachtungen am Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR) in Bonn und inzwischen bei der Europäischen Südsternwarte (ESO) in Chile tätig ist. „Wir haben das Gebiet jetzt in Submillimeter- und Radiowellenlängen untersucht. Und dabei haben wir herausgefunden, dass die gesamte Umgebung dieses Überrests in ein kühles Gas eingebettet ist, das eine Vielzahl von Molekülen in ungewöhnlicher chemischer Zusammensetzung enthält.“

Für den Nachweis der chemischen Zusammensetzung der Gaswolke – hierbei wurden verschiedene neutrale und ionisierte Moleküle wie zum Beispiel Kohlenstoffmonoxid, Cyanwasserstoff, Ammoniak oder Siliziummonoxid und sogar das organische Molekül Formaldehyd entdeckt – sowie der Untersuchung der Häufigkeitsverhältnisse unterschiedlicher Isotope nutzten die an den Untersuchungen beteiligten Astronomen neben dem APEX-Radioteleskop in den chilenischen Anden das Submillimeter Array (kurz „SMA“) auf Hawaii und das vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bad Münstereifel-Effelsberg betriebene 100-Meter-Radioteleskop. Die Untersuchungen ergaben ein sehr detailliertes Bild des Aufbaus dieser Region und ermöglichen zudem eine Abschätzung darüber, woher das dort befindliche Material stammt.

Die Wissenschaftler gelangten dabei zu dem Ergebnis, dass die in dieser Region des Weltalls konzentrierte Masse an kalten Gasen zu groß ausfällt, um in einem Nova-Ausbruch entstanden zu sein. Des weiteren weichen auch die im Bereich von Nova Vul 1670 gemessenen Isotopenverhältnisse zu stark von dem ab, was man von einer Nova erwarten würde. Vielmehr war für das im Jahr 1670 beobachtete ‚Himmelsschauspiel‘ laut den an den Untersuchungen beteiligten Astronomen eine gewaltige Kollision von zwei Sternen verantwortlich, welche leuchtkräftiger ausfiel als der Ausbruch einer ‚gewöhnlichen‘ Nova, aber weniger stark als eine Supernova. Derartige Sterne werden auch als „Red Transients“ beziehungsweise Leuchtkräftige Rote Nova bezeichnet.

Hierbei handelt es sich um ein sehr seltenes Ereignis, bei dem sich die zwei eng beeinander liegende Sterne eines Doppelsternsystems zunächst auf einer spiralförmig verlaufenden Bahn zunächst noch weiter annähern und schließlich miteinander kollidieren. Im Rahmen dieser Kollision ‚explodiert‘ einer der beiden Sterne, wobei Materie aus dem Inneren des zerstörten Sterns in die Umgebung hinausgeschleudert wird. Von diesem Stern verbleibt ein nur schwach leuchtender Überrest, welcher in eine kalte Hülle aus Gasmolekülen und Staub eingebettet ist. Diese den Astronomen erst seit kurzem bekannte Klasse von explosiven Sternen kann die Beobachtungsergebnisse von Nova Vul 1670 fast perfekt erklären.

„Diese Art von Entdeckungen macht am meisten Spaß – etwas, das vollkommen unerwartet kommt“, so Prof. Dr. Karl M. Menten vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie, einer der Co-Autoren dieser Studie, der zugleich die Forschungsabteilung „Millimeter- und Submillimeter-Astronomie“ am MPIfR leitet.

Die hier kurz vorgestellten Ergebnisse von Dr. Tomasz Kamiński et al. wurden am 23. März 2015 unter dem Titel „Nuclear ashes and outflow in the oldest known eruptive star Nova Vul 1670“ in der Fachzeitschrift Nature publiziert.

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Fachartikel von Dr. Tomasz Kamiński et al.:

• Nuclear ashes and outflow in the oldest known eruptive star Nova Vul 1670 (vollständiger Artikel, engl.)

Der Beitrag Die Nova von 1670 entpuppt sich als Sternkollision erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Universität Köln, HST.

Im Rahmen ihrer Untersuchungen analysierten die an der Studie beteiligten Astronomen einen im Sternbild „Großer Hund“ (lateinischer Name „Canis Major“) gelegenen veränderlichen Stern. Der Rote Überriese VY Canis Majoris – oder kurz VY CMa – befindet sich in einer Entfernung von etwa 4.900 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem und gilt als einer der am hellsten leuchtenden Sterne im derzeit untersuchten Universum.

„VY CMa ist kein gewöhnlicher Stern. Es ist einer der größten Sterne, die wir kennen, und er steht nahe am Ende seines Lebens“, so Tomasz Kamiński vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR). Dieser Stern verfügt über den 1.000- bis 2.000-fachen Durchmesser der Sonne und wäre er in unserem Sonnensystem platziert, so würde er fast die Umlaufbahn des Saturn erreichen.

Der Stern setzte im Verlauf der letzten etwa 1.000 Jahre große Mengen an Material frei, welches dabei einen unregelmäßig geformten Nebel aus Staub und Gas bildete. Der somit sichtbar gewordene Reflexionsnebel entstand dadurch, dass die in der freigesetzten Molekülwolke enthaltenen Staubpartikel das Licht des Zentralsterns reflektieren. Die komplexe Struktur dieses Nebels hat die Astronomen schon über Jahrzehnte hinweg vor ein Rätsel gestellt. Allgemein anerkannt ist, dass sich dieser Nebel als Resultat eines Sternwinds gebildet hat. Aber es ist längst nicht verstanden, worauf die sehr unregelmäßige Struktur dieses Nebels zurückgeführt werden kann. Und es ist ebenfalls noch nicht bekannt, welcher physikalische Prozess die von dem Stern ausgehenden Winde ganz allgemein antreibt. Aufgrund welcher Vorgänge bewegt sich das Material von der Sternoberfläche weg und dehnt sich anschließend in den umgebenden Raum aus?

„Das Schicksal von VY CMa wird sein, als Supernova zu explodieren, aber wir wissen nicht genau, wann das tatsächlich stattfinden wird“, so Karl Menten, der Leiter der Forschungsabteilung „Millimeter- und Submillimeter-Astronomie“ am MPIfR.

Durch die Beobachtung des Sterns bei verschiedenen Wellenlängen ergeben sich dabei eine Vielzahl von charakteristischen Einzelinformationen über die in der Umgebung befindlichen atomaren und molekularen Gase und Staubteilchen. Daraus können wiederrum die physikalischen Eigenschaften des beobachteten Objekts abgeleitet werden, denn jedes Atom oder Molekül sendet eine in einer ganzen Anzahl von charakteristischen Linien erkennbare Strahlung aus. Diese stellen eine Art „Strichcode“ dar, mit dessen Hilfe sich die in diesem Nebel enthaltenen Moleküle identifizieren lassen.

„Die Strahlung in kurzen Radiowellenlängen, den sogenannten Submillimeter-Wellen, ist für die Untersuchung von Molekülen und deren Eigenschaften hervorragend geeignet“, so Sandra Brünken von der Universität zu Köln. „Die Identifizierung der Moleküle ist leichter möglich und normalerweise kann man auch eine größere Anzahl von Molekülen beobachten als in anderen Bereichen des elektromagnetischen Spektrums.“

Im Rahmen ihrer Studie des Sterns VY Canis Majoris gelang es dem Astronomenteam dabei erstmals, Titanoxid und Titandioxid im Bereich der Radiowellenlängen in der unmittelbaren Umgebung des Sterns zu beobachten. Darüber hinaus ist dies das erste Mal überhaupt, dass Titandioxid im Kosmos identifiziert werden konnte. Dieses Molekül ist uns aus dem alltäglichen Leben als Hauptbestandteil des unter Malern als „Titanweiß“ bekannten Weißpigments und ebenso als Zutat von Sonnenschutzmitteln bekannt. Zudem ist es sehr wahrscheinlich, dass Sie Titandioxid schon einmal als Bestandteil Ihrer Nahrung aufgenommen haben, da es zur Färbung von Lebensmitteln benutzt wird (aufgeführt unter der Codenummer „171“).

Theoretische Überlegungen lassen vermuten, dass Sterne – und hierbei speziell Sterne mit einer sehr niedrigen Oberflächentemperatur – Titanoxide in großen Mengen produzieren, welche anschließend durch den Sternwind in weiter außen gelegene Regionen transportiert werden.

„Titanoxide neigen dazu, sich in Form von Staubpartikeln zusammenzuballen, die dann im Optischen oder im Infraroten sichtbar werden“, so Nimesh Patel vom Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. „Und die katalytische Wirkung von Titandioxid beeinflusst vermutlich die chemischen Prozesse, die auf den Staubkörnern stattfinden“, ergänzt Holger Müller von der Universität zu Köln. „Das ist sehr wichtig für die Entstehung von größeren Molekülen im Weltraum.“

Absorptionsbanden von Titanoxid (kurz „TiO“) im sichtbaren Bereich des Lichtspektrums sind der Wissenschaft dagegen bereits seit mehr als 100 Jahren bekannt. Tatsächlich benutzen die Astronomen diese Linien mittlerweile sogar zur Klassifikation von bestimmten Sterntypen mit niedrigen Oberflächentemperaturen (gemeint sind hierbei Sterne der „Spektralklassen“ „M“ und „S“). Das Pulsationsverhalten von „Mirasternen“, einer bestimmten Gruppe von in einem sehr späten Entwicklungsstadium befindlichen veränderlichen Überriesen-Sternen, wird ebenfalls auf den Einfluss von TiO zurückgeführt.

Die Beobachtungen von Titanoxid und Titandioxid zeigen, dass diese beiden Moleküle in der Umgebung von VY CMa in größerer Menge vorhanden sein müssen, und zwar in Regionen, welche auch mehr oder weniger mit den bisherigen theoretischen Überlegungen übereinstimmen. Es scheint jedoch, dass ein bestimmter Anteil dieser Moleküle keinen Staub bildet, sondern gegenwärtig vielmehr in der Gasphase beobachtet wird. Eine mögliche Erklärung hierfür wäre, dass der Staub in der Vergangenheit in dem umgebenden Nebel zerstört wurde und sich daher derzeit wieder im gasförmigen Aggregatzustand befindet. Ein solches Szenario wird dadurch unterstützt, dass Bestandteile des Sternwindes um VY CMa offenbar miteinander kollidieren.

Die neuen Entdeckungen in Submillimeter-Wellenlängen sind vor allem deshalb von Bedeutung, weil dadurch allgemein der Prozess der Staubentstehung detailliert erforscht werden kann. Bei Beobachtungen im optischen Wellenlängenbereich tritt das Problem auf, dass die von den Molekülen ausgesandte Strahlung an Staubpartikeln in dem umgebenden Nebel gestreut wird und sich daraus ein verschwommenes Bild ergibt. Dieser Effekt kann bei Radiowellen im Submillimeter-Bereich vernachlässigt werden und ermöglicht den Astronomen dadurch wesentlich präzisere Messungen.

Die Entdeckung von Titanoxid und Titandioxid im Spektrum von VY CMa erfolgte mit dem „Submillimeter-Array“ (kurz „SMA“), einem „Radiointerferometer“ auf dem Mauna Kea auf Hawaii/USA. Da dieses Radioteleskop insgesamt acht Einzelantennen miteinander verbindet, welche ein virtuelles Teleskop von 226 Metern Durchmesser ergeben, konnten die Astronomen ihre Messungen mit bislang nicht erreichter Empfindlichkeit und Winkelauflösung durchführen. Eine Bestätigung der neuen Entdeckungen erfolgte später mit dem Plateau-de-Bure-Interferometer (kurz „PdBI“) des IRAM-Instituts in den französischen Alpen.

Erst kürzlich erfolgte am 13. März 2013 die offizielle Inbetriebnahme des „Atacama Large Millimeter/submillimeter Array“ (kurz „ALMA“) durch die Europäische Südsternwarte (ESO). „ALMA wird die Untersuchung von Titanoxiden und weiteren Molekülen in VY CMa bei sogar noch besserer Auflösung ermöglichen“, so Tomasz Kamiński. „Damit lassen unsere Resultate einiges für zukünftige Entdeckungen erwarten.“

Die im Rahmen der Studie von VY Canis Majoris gewonnenen Erkenntnisse wurden kürzlich von Tomasz Kamiński et al. in der Fachzeitschrift „Astronomy & Astrophysics“ unter dem Titel „Pure rotational Spectra of TiO and TiO₂ in VY Canis Majoris“ publiziert.

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Fachartikel von Tomasz Kamiński et al.:

• Pure rotational Spectra of TiO and TiO₂ in VY Canis Majoris (engl.)

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Ein Beitrag von Daniel Schiller. Quelle: CfA.

Bei der Bildung eines Sterns aus der ihn umgebenden Akkretionsscheibe strömt fortlaufend Materie aus der Scheibe zum Stern hin. Die Materie in der Scheibe besitzt einen Drehimpuls, rotiert also um den Stern herum. Beim Einfall der Materie in den jungen Stern muss sie einen Teil dieses Drehimpulses verlieren. Als Vermittler dieses Impulsverlusts wurden die Materieströme senkrecht zur Akkretionsscheibe vermutet, da nur diese Materie, und damit Impuls, aus dem System nehmen können. Um dies zu erreichen, muss die Materie in diesen Strömen selbst noch rotieren, um so Drehimpuls aus der Akkretionsscheibe abzuführen.

Durch Beobachtungen am 1.000 Lichtjahre entfernten Objekt HH (Herbig-Haro) 211 mittels des SMA-Radioteleskops (Sub Millimeter Array) auf Hawaii konnten neue Erkenntnisse gewonnen werden. HH 211 besteht aus einem nur 20.000 Jahre alten Protostern, umgeben von einer Akkretionsscheibe aus Materie. Orthogonal zu dieser Scheibe bewegt sich Materie in zwei Strömen vom Stern fort. Messungen an diesen beiden Strömen ergaben jetzt, dass deren Materie sich einerseits mit bis zu 322.000 km/h vom Stern entfernt, gleichzeitig aber auch mit bis zu 4.800 km/h rotiert.

Die Untersuchung von Materieströmen auf Rotation ist mit den angewandten Methoden schwierig. Die Ströme selbst müssen sehr eng und außerdem nahe genug sein, um eine hohe Auflösung zu erhalten. In unserer Nachbarschaft ist deren Anzahl begrenzt. Durch neue Instrumente und Observatorien erhofft man sich bald noch bessere Untersuchungsmöglichkeiten der Sternentstehung.

Links

• Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
• SMA bei Wikipedia
• Sternentstehung bei Wikipedia

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Ein Beitrag von Martin Ollrom. Quelle: Center for Astrophysics (CfA).

Der Planet Merkur siedet. Am Planeten Mars ist es eigentlich ständig frostig. Unsere Erde bietet diesbezüglich die richtige Mischung von Wärme und Kälte. Wenn man diese drei Temperaturen nun hernimmt kommt man zu folgender logischer Schlussfolgerung: je weiter man sich der Sonne entfernt desto kälter wird ist. Wenn Mars schon so irrsinnig kalt sein kann, wie sieht es erst am Pluto aus?
Aufgrund der Entfernung und der geschätzten Sonneneinwirkung hat man eine Temperatur errechnet, die laut Angaben von Astronomen sehr genau sein sollte. Nun hat man aber festgestellt, dass man sich entweder verrechnet hat oder Pluto kälter ist als angenommen. Während dessen diskutiert man ja noch ob Pluto ein Planet ist oder als Kuiper-Gürtel Objekt angesehen werden soll. Egal unter welche Klassifikation er nun fällt, er bewahrt seine sehr interessanten Geheimnisse sehr gut. Er hat aber nicht nur Geheimnisse über sich selbst, sondern auch über das frühe Sonnensystem und über den Prozess der Planetenentstehung. Aber nicht nur Pluto sondern auch Charon ist sehr geheimnisvoll. Der Mond Charon hat etwa die Hälfte des Durchmessers von Pluto. Damit bilden sie ein einzigartiges Paar in unserem Sonnensystem – wie es aber zu diesem Paar kam ist noch unklar. Pluto ist etwa dreißig mal so weit von der Sonne entfernt wie unsere Erde. Mit dementsprechender Verzögerung kommt das Sonnenlicht bei Pluto an. Die Sonnenentfernung des neunten Planeten hängt sehr von der Position auf seiner Bahn um die Sonne ab. Seine größte Annäherung ist 30 Astronomische Einheiten (1 AE = durchschnittliche Entfernung Sonne – Erde) und die größte Entfernung die gemessen wurde waren 50 Astronomische Einheiten. Wenn Pluto gerade weit von der Sonne entfernt ist, gefriert seine dünne Atmosphäre und stürzt als Eis auf die Oberfläche.

Das reflektierte Sonnenlicht wurde vom Submillimeter Array (SMA) und vom Hubble Teleskop aufgefangen und analysiert. Durch diese Analysen ist man zur Schlussfolgerung gekommen, dass Pluto kälter sein musste als bisher angenommen. Insbesondere war überraschend, dass Charon wärmer ist als Pluto selbst. Kein Teleskop war bisher in der Lage die Temperatur eines Himmelskörpers genau zu bestimmen.

Weltpremiere
Nun konnte man aber mit dem Submillimeter Array (SMA), auf Hawaii, erstmals direkt die Temperatur eines Himmelskörper, genauer gesagt von Pluto und Charon, bestimmen. „Wir kennen alle die Venus mit ihrem lebensfeindlichen Treibhauseffekt“, erklärt Mark Gurwell vom Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), Co-Autor dieser Studie, die gemeinsam mit Bryan Butler vom National Radio Astronomy Observatory verfasst wurde. „Pluto ist ein dynamisches Beispiel für etwas das wir Anti-Treibhauseffekt nennen. Die Natur mag es scheinbar uns Geheimnisse zu hinterlassen – und dies war ein großes Geheimnis.“

Das SMA ist die beste Einrichtung um hochauflösende Interferometrie-Daten zu gewinnen, mit denen es möglich ist direkte Temperaturmessungen auf einen Himmelskörper durch zu führen. So konnten Temperaturen von -230 Grad Celsius für Pluto errechnet werden, erwartet wurden -220 Grad Celsius die am Mond Charon auch gemessen werden konnten. Bisher dachte man, dass dieses Pluto-Charon System gleiche Oberflächentemperaturen aufweisen würde. Man glaubt den Grund zu kennen: die Ausgeglichenheit zwischen der eisigen Oberfläche und der sehr dünnen Stickstoff-Atmosphäre. Es hat also nicht unbedingt immer nur mit der Sonneneinstrahlung zu tun. Die Sonnenstrahlen, die auf der Pluto-Oberfläche ankommen, verwandeln Eis in Gas, was zu einer Ausgeglichenheit von Oberfläche und Atmosphäre führt. Kommt weniger Sonnenstrahlung auf der Oberfläche an ist klarerweise zu wenig Gas in der Atmosphäre und bei dem damit verbundenen Temperaturverlust fällt die Atmosphäre als Eis auf die Oberfläche was zu einer Unausgeglichenheit von Oberfläche und Atmosphäre führt.

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