Quelle: ESO.

ESO, 4. Januar 2023. Als die Menschen der Antike in den Nachthimmel blickten, sahen sie zufällige Muster in den Sternen. Die Griechen zum Beispiel nannten eines dieser „Sternbilder“ Schlange, weil es einer Schlange ähnelt. Was sie nicht sehen konnten, ist, dass sich am Ende dieses Sternbilds eine Fülle von erstaunlichen astronomischen Objekten befindet. Dazu gehören der Adler-, der Omega- und der Sh2-54-Nebel; der letztgenannte erscheint auf dieser spektakulären Infrarotaufnahme in einem neuen Licht.

Nebel sind riesige Wolken aus Gas und Staub, aus denen Sterne entstehen. Teleskope haben es den Astronomen ermöglicht, diese eher schwachen Objekte bis ins kleinste Detail zu identifizieren und zu analysieren. Der hier gezeigte, etwa 6000 Lichtjahre entfernte Nebel trägt die offizielle Bezeichnung Sh2-54; das „Sh“ bezieht sich auf den US-amerikanischen Astronomen Steward Sharpless, der in den 1950er Jahren mehr als 300 Nebel katalogisierte.

In dem Maße, wie die Technologie zur Erforschung des Universums Fortschritte macht, wächst auch unser Verständnis für diese stellaren Kinderstuben. Einer dieser Fortschritte ist die Fähigkeit, über das mit unseren Augen wahrnehmbare Licht hinaus zu blicken, wie z. B. das Infrarotlicht. So wie die Schlange, die Namensgeberin dieses Nebels, die Fähigkeit entwickelt hat, infrarotes Licht wahrzunehmen, um ihre Umgebung besser zu verstehen, so haben auch wir Infrarotinstrumente entwickelt, um mehr über das Universum zu erfahren.

Während sichtbares Licht von den Staubwolken in Nebeln leicht absorbiert wird, kann Infrarotlicht die dicken Staubschichten fast ungehindert durchdringen. Das Bild hier offenbart daher eine Fülle von Sternen, die hinter den Staubschleiern verborgen sind. Dies ist besonders nützlich, da es den Wissenschaftlern ermöglicht, die Vorgänge in den Sternentstehungsgebieten sehr viel genauer zu untersuchen und so mehr über die Entstehung von Sternen zu erfahren.

Dieses Bild wurde mit der empfindlichen 67-Millionen-Pixel-Kamera des VISTA-Teleskops der ESO am Paranal-Observatorium in Chile im Infrarotlicht aufgenommen. Es wurde im Rahmen der VVVX-Durchmusterung aufgenommen – der „VISTA Variables in the Via Láctea eXtended Survey“. Dabei handelt es sich um ein mehrjähriges Projekt, bei dem ein großer Teil der Milchstraße wiederholt bei Infrarot-Wellenlängen beobachtet wurde und das wichtige Daten zum Verständnis der Sternentwicklung liefert.

Mehr Informationen

Die Europäische Südsternwarte (ESO) ermöglicht es Wissenschaftlern weltweit, die Geheimnisse des Universums zum Nutzen aller zu entdecken. Wir entwerfen, bauen und betreiben Observatorien von Weltrang, die Astronomen nutzen, um spannende Fragen zu beantworten und die Faszination der Astronomie zu verbreiten, und 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, das 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. In Paranal betreibt die ESO das Very Large Telescope und sein Very Large Telescope Interferometer sowie Durchmusterungsteleskope wie VISTA. Außerdem wird die ESO am Paranal das Cherenkov Telescope Array South betreiben, das größte und empfindlichste Gammastrahlen-Observatorium der Welt. Zusammen mit internationalen Partnern betreibt die ESO ALMA auf Chajnantor, eine Anlage 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.

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Fotos vom VLT
Fotos von VISTA

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• VISTA

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Quelle: ESA.

Die Himmelsscheibe gilt als die weltweit älteste Darstellung konkreter Himmelsphänomene und begleitet Matthias in Form einer eigens dafür erstellten Kopie nun auch „in echt“ auf seiner rund sechsmonatigen Mission auf der ISS.

Wie die Himmelsscheibe, zeigt das Missionslogo von Cosmic Kiss mehrere kosmische Elemente, die zusammen mit dem Missionsnamen vor allem die Liebe zum Weltall, den Wert partnerschaftlicher Erkundung des Weltalls sowie den Schutz und Erhalt der Erde im Rahmen solcher Missionen ausdrücken.

Der Blick in die Sterne als erster Kalender

Die Himmelsscheibe von Nebra ist vor mehr als 3600 Jahren in der Bronzezeit entstanden und fasziniert vor allem durch den Einblick, den sie uns über die Vorstellungen und das Wissen der Menschen von damals über Sonne, Mond und Sterne und deren Einfluss auf das Leben auf der Erde geben kann.

In ihrer ersten Fassung zeigt die ca. zwei Kilo schwere und etwa schallplattengroße Bronzescheibe neben einem goldenen Voll- und Sichelmond auch zahlreiche goldene Sterne, darunter das Plejaden-Sternbild. In der Darstellung des Siebengestirns neben dem vier Tage alten Sichelmond ist eine Schaltregel verschlüsselt.

So wurde anhand der Himmelsscheibe der Stand des auffälligen Plejaden-Sternbildes in Position zum Sichelmond am Himmel abgeglichen und alle drei Jahre, immer dann, wenn die Plejaden neben einem Mond von der Dicke der Sichel auf der Himmelsscheibe standen, ein Schaltmonat eingefügt. Dieser glich die Verschiebung der Monate und damit auch wichtiger Feiertage über das Jahr aus.

Internationale Zusammenarbeit als Schlüssel zum Erfolg

Durch moderne Forschung konnte mittlerweile festgestellt werden, dass die Metalle zur Herstellung der Scheibe sowie das Wissen um ihre Benutzung aus fast allen Teilen der damals bekannten Welt stammen. Auch die später hinzugefügten Goldelemente lassen den Einfluss weiterer Kulturen auf die Scheibe und ihre zuletzt anscheinend auch mythologische Nutzung vermuten.

Das zeugt von einem für die damalige Zeit weitreichenden Kommunikationsnetzwerk und internationaler Kooperation, die auch im heutigen Raumfahrtzeitalter, in dem eine erneute Landung auf dem Mond zum Greifen nahe ist, maßgeblich für die Schaffung und Verbreitung von Wissen ist.

In Vorbereitung auf Cosmic Kiss trainierte Matthias mit seinen internationalen Crew-Kollegen und Teams der Partneragenturen weltweit. Im Orbit unterstützt Matthias 35 deutsche und viele weitere europäische sowie internationale Experimente. Die Ergebnisse dieser Experimente werden unser Wissen und Innovationen in zahlreichen Bereichen wie Humanmedizin, Materialwissenschaft, Physik, Erdbeobachtung, Technologieentwicklung und mehr vorantreiben.

Die Suche nach den Geheimnissen des Himmels geht weiter

Gleichzeitig birgt die Himmelsscheibe von Nebra wie auch das Weltall aber noch einige unentdeckte Geheimnisse. Beide werden noch viele weitere Generationen in ihren Bann ziehen.

„Artefakte wie die Himmelsscheibe von Nebra demonstrieren eine tiefe Faszination für den Weltraum, die schon seit Ewigkeiten besteht. Menschen blicken seit dem Anbeginn der Zeit in den Himmel, um Kenntnisse über das Universum zu sammeln, und das wollen wir auch heute noch “, sagt Matthias und freut sich darüber, ein Abbild der Scheibe auf seiner Reise dabei zu haben – als eine Hommage an die Suche der Menschheit nach den Geheimnissen des Himmels.

Das Original der Himmelsscheibe von Nebra ist im Landesmuseum für Vorgeschichte in Halle (Saale) beheimatet. Dort wurde auch die Nachricht über eine Verbindung der Himmelsscheibe zur Weltraummission Cosmic Kiss mit großer Freude entgegengenommen.

Landesarchäologe Harald Meller: » Die Tatsache, dass Matthias Maurer die Himmelsscheibe von Nebra als Inspiration für sein Logo ausgewählt und sie sogar in Form einer Kopie im Weltraum mit dabei hat, ist nicht nur eine große Ehrung für diesen wichtigen Fund sowie für das Landesmuseum für Vorgeschichte Halle, über die ich mich sehr freue. Zugleich bringt sie deutlich zum Eindruck, welch enge Bande, gemeinsame Ziele, Sehnsüchte und Fragen uns noch heute mit den Menschen der Vorzeit verbinden: die Faszination für die Sterne und das Weltall, das Streben nach Wissen und Erkenntnis, die Frage nach dem Woher und Wohin. Durch seine Forschungen an neuen Materialien und Legierungen, die Herr Maurer auf der Internationalen Raumstation ISS durchführt, tritt er sogar direkt in die Tradition des Schöpfers der Himmelsscheibe, der aus dem damals noch recht neuen Material Bronze – einer Legierung aus Kupfer und Zinn – etwas grundlegend Neues, Einzigartiges schuf. Wir wünschen Herrn Maurer viel Erfolg für seine Mission und freuen uns, wenn wir ihn nach seiner Rückkehr auf die Erde bei uns im Landesmuseum begrüßen und ihn mit der originalen Himmelsscheibe von Nebra bekannt machen dürfen.«

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• Matthias Maurer auf ISS Expedition 66/67

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Ein Beitrag von Stefan Goth. Quelle: IAU, Max-Planck-Gesellschaft zur Förderung der Wissenschaften e.V..

In diesem Jahr feiert die Internationale Astronomische Union (IAU), die weltweite Vereinigung der professionellen Astronomen, unter dem Motto „100 Jahre unter einem Himmel“ ihr hundertjähriges Bestehen.
Die IAU fördert Forschung, Bildung und Wissenschaft im Bereich der Astronomie, insbesondere durch die Ausrichtung wissenschaftlicher Konferenzen. Die IAU ist außerdem für die offizielle Namensgebung von Himmelsobjekten zuständig.

Als eine von vielen Aktionen zum 100. Jubiläumsjahr dürfen IAU-Mitgliedsländer in diesem Jahr im Rahmen der Aktion NameExoWorlds je einen Exoplaneten und den Stern benennen, den dieser Planet umkreist. Die deutsche Öffentlichkeit darf den Stern HD 32518 und seinen Planeten HD 32518b im nördlichen Sternbild Giraffe benennen.

Das Exoplanetensystem HD 32518
Bei HD 32518b handelt sich um einen Exoplaneten, also um einen Planeten, der einen anderen Stern als die Sonne umkreist, nämlich den Stern HD 32518. HD 32518b ist deutlich größer als der größte Planet des Sonnensystems, Jupiter. Der Planet HD 32518 ist ein Riesen-Jupiter mit rund der dreifachen Jupiter-Masse. Er umkreist seinen Stern alle 157,5 Tage. Der Planet wurde 2009 von Michaela Döllinger (damals bei der ESO), Artie Hatzes (Landessternwarte Tautenburg, LST), Luca Pasquini (ESO), Eike Guenther (LST) und Michael Hartmann (LST) mit der sogenannten Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckt.

Der Stern mit der Katalognummer HD 32518 ist ein roter Riesenstern im nördlichen Sternbild Giraffe. Er hat ungefähr dieselbe Masse, aber einen zehn Mal größeren Durchmesser wie die Sonne. Das unscheinbare Sternbild Giraffe (Kamelopard) liegt in der Nähe des Polarsterns. HD 32518 ist mit dem Fernglas, für sehr geübte Beobachter unter besten Bedingungen auch mit bloßem Auge sichtbar.

Um diesem Stern und seinem Begleiter „sprechende“ Namen zu geben, wurde eine eigene Website eingerichtet: 100 Jahre IAU: NameExoWorldsDer Träger der Website ist die Max-Planck-Gesellschaft zur Förderung der Wissenschaften e.V..

Namensvorschläge dürfen von Schulklassen, Kindergartengruppen und amateurastronomischen Vereinigungen (als solche tritt der gemeinnützige Verein Raumfahrer Net e.V. an) aus Deutschland gemacht werden. Jede Kindergartengruppe/Schulklasse/Vereinigung darf dabei einen Vorschlag für den Planeten und einen Vorschlag für den Stern einreichen.

Hierzu wurden im Raumcon-Forum bereits entsprechende Vorschläge gesammelt: Name gesucht für Exoplanet HD 32518b und seinen Stern; Vorschlag Raumfahrer Net?Über diese Vorschläge können die Vereins- und Forumsmitglieder noch bis zum kommenden Samstag 20.07.2019 22:53:18 Uhr abstimmen.Danach wird der Siegervorschlag bei der IAU eingereicht.

Die Vorauswahl aus allen bei der IAU eingehenden Vorschläge trifft eine Kommission bestehend aus Dr. Michaela Döllinger (Landessternwarte Tautenburg, Mitentdeckerin des Planeten), Prof. Dr. Thomas Henning (Max-Planck-Institut für Astronomie), Dr. Carolin Liefke (Vereinigung der Sternfreunde e.V.), Dr. Markus Pössel (IAU National Outreach Coordinator für Deutschland), Dr. Ruth Titz-Weider (DLR Institut für Planetenforschung, Berlin) und Prof. Dr. Joachim Wambsganß (Präsident der Astronomischen Gesellschaft). Die Kommission wählt fünf Vorschläge aus und stellt sie zur öffentlichen Abstimmung.

Abstimmen darf dann jeder der im Zeitraum vom 10. Oktober bis 10. November 2019 in Deutschland ansässig ist.

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• Name gesucht für Exoplanet HD 32518b und seinen Stern; Vorschlag Raumfahrer Net?

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

Bei den so genannten schnellen Radiosstrahlungsausbrüchen oder „Radioblitzen“ (engl. „Fast Radio Bursts“, kurz „FRB“) handelt es sich um kurzzeitig auftretende Phänomene mit einer Dauer von lediglich wenigen Millisekunden, welche erstmals im Jahr 2006 mit dem 64-Meter-Radioteleskop des Parkes-Observatorium in Australien aufgezeichnet wurden. Erste Vermutungen gingen damals dahin, dass diese Signale ihren Ursprung in Entfernungen von mehreren Milliarden Lichtjahren zu unserer Heimatgalaxie haben könnten.

Die Tatsache, dass entsprechende Ergebnisse jedoch mit keinem anderen Teleskop der Erde bestätigt werden konnten, führte zwischenzeitlich zu der Annahme, dass das australische Radioteleskop Signale von Quellen auf der Erde oder in deren unmittelbaren Umgebung aufgezeichnet haben könnte. Ab dem Jahr 2009 erfolgende ausführlichere Suchen nach weiteren solchen FRBs und die Analyse der dabei entdeckten Radiostrahlungsausbrüche führte in den folgenden Jahren zu der Erkenntnis, dass die Quellen dieser FRBs tatsächlich weit außerhalb unserer Heimatgalaxie angesiedelt sind. Die kürzlich erfolgte Entdeckung eines weiteren FRBs bestätigt diese Resultate und liefert zudem wichtige neue Daten über die Natur und Häufigkeit dieser rätselhaften Ausbrüche.

Der besagte Strahlungsausbruch mit der Bezeichnung „FRB 121102“ wurde am 2. November 2012 mit dem Arecibo-Radioteleskop beobachtet, dessen Radioreflektor über einen Durchmesser von 304,8 Metern verfügt. Zum ersten Mal wurde ein solcher Radiostrahlungsausbruch dabei in der nördlichen Hemisphäre des Himmels beobachtet. Die Position des neu entdeckten Radiostrahlungsausbruchs liegt in Richtung des Sternbilds Fuhrmann (lateinischer Name Auriga). Gleichzeitig handelt es sich dabei um die erste Detektion eines FRBs, welche nicht mit dem Parkes-Observatorium erfolgte. Die daraus resultierenden Forschungsergebnisse eines internationalen Teams von Astronomen unter der Leitung von Dr. Laura G. Spitler vom Bonner Max-Planck-Institut für Radioastronomie wurden am 10. Juli 2014 in der Online-Ausgabe der Fachzeitschrift „Astrophysical Journal“ unter dem Titel „Fast Radio Burst discovered in the Arecibo Pulsar Alfa Survey“ veröffentlicht.

Fast Radio Bursts
Schnellen Radiostrahlungsausbrüche dauern jeweils nur wenige Millisekunden an und konnten aufgrund ihrer kurzen Dauer bisher kaum beobachtet oder gar eingehender untersucht werden. Die Beobachtungen mit dem Arecibo-Teleskop führen jedoch zu dem Schluss, dass – verteilt über den gesamten Himmel – pro Tag rund 10.000 dieser ungewöhnlichen kosmischen Ereignisse auftreten sollten. Diese erstaunlich große Anzahl ergibt sich aus Berechnungen, wie lange ein wie großer Abschnitt des Himmels beobachtet wurde, um die bisherigen wenigen Entdeckungen zu erhalten.

„Statistisch gesehen sollte es nur sieben Ausbrüche pro Minute über den ganzen Himmel verteilt geben. Es gehört also schon eine Menge Glück dazu, dass man sein Teleskop zur richtigen Zeit auf die richtige Position am Himmel ausrichtet“, so Dr. Laura Spitler. „Sowohl die Eigenschaften unseres mit dem Arecibo-Teleskop gefundenen Radioblitzes wie auch die daraus abgeleitete Häufigkeit des Auftretens solcher Ereignisse stimmen sehr schön mit dem überein, was wir aus den vorher bereits mit Parkes beobachteten Ausbrüchen abgeleitet haben.“

„Unser Forschungsergebnis ist vor allem deshalb so wichtig, weil es auch den letzten Zweifel ausräumt, dass diese Radioblitze wirklich aus den Tiefen des Universums stammen“, ergänzt Victoria Kaspi, Professorin für Astrophysik an der McGill-Universität in Montreal/Kanada und leitende Wissenschaftlerin des Arecibo-Pulsarbeobachtungsprojekts, in dessen Rahmen der Radioausbruch entdeckt wurde. „Die Radiosignale zeigen alle Anzeichen, dass sie tatsächlich weit außerhalb unserer Milchstraße erzeugt wurden – das ist eine sehr aufregende Entdeckung!“

Wie genau diese Radioblitze entstehen, stellt derzeit allerdings immer noch ein ungelöstes Rätsel für die Astrophysiker dar. Die gegenwärtigen Vermutungen drehen sich dabei um eine Reihe von exotischen astrophysikalischen Phänomenen wie zum Beispiel verdampfende Schwarze Löcher, miteinander verschmelzende Neutronensterne oder Strahlungsausbrüche auf Magnetaren – einer speziellen Unterklasse von Neutronensternen, welche über extreme starke Magnetfelder verfügen.

„Eine andere Möglichkeit wäre ein Phänomen wie die bei manchen Pulsaren beobachteten Riesenpulse, aber mit einer wesentlich höheren Helligkeit“, so James Cordes, Professor für Astronomie an der Cornell-Universität in Ithaca im US-Bundesstaat New York und einer der Co-Autoren der aktuellen Veröffentlichung.

Wie aus der Messung eines als Plasmadispersion bekannten Effekts abgeleitet werden kann, stammen die Radioblitze aus einem Bereich des Universums, welcher sich weit außerhalb der Umgebung unserer Heimatgalaxie befindet. Im Rahmen der Plasmadispersion lassen sich Signale, welche über größere Strecken durch das Universum laufen, von künstlichen, auf der Erde erzeugten Signalen durch den Einfluss von interstellaren Elektronen unterscheiden. Diese führen dazu, dass die Ausbreitungsgeschwindigkeit der Radiowellen bei niedrigeren Radiofrequenzen abnimmt. Bei den mit dem Arecibo-Teleskop entdeckten Strahlungsausbrüchen ist die Dispersion dreimal größer als man von einer Quelle mit Ursprung in unserer Milchstraße maximal erwarten könnte.

Die hier kurz vorgestellte Entdeckung erfolgte im Rahmen von Beobachtungen für das „Pulsar Arecibo L-Band Feed Array“-Projekt (kurz „PALFA“), in dessen Rahmen sich die daran beteiligten Astronomen auf die Suche nach bisher unentdeckten Pulsaren begeben. Im Rahmen dieses Himmelsdurchmusterungsprojektes konnten bisher mehr als 100 zuvor unbekannte Pulsare entdeckt werden. Einige davon werden gegenwärtig zwecks der Erforschung von fundamentalen Eigenschaften von Neutronensternen und zur Überprüfung von verschiedenen Theorien der Gravitationsphysik weitergehend untersucht.

Zukünftige Untersuchungen der Fast Radio Bursts
Die Suche nach weiteren „schnellen Radiostrahlungsausbrüchen“ hat sich mittlerweile zu einem vorrangigen Projekt für derzeitig bereits aktive beziehungsweise noch in der Planungsphase befindliche Radio-Observatorien entwickelt.

„Unser Radioteleskop in Effelsberg hat großes Potential, um noch eine Menge dieser Ausbrüche zu entdecken“, schließt Dr. Laura Spitler. „Wir sind uns sicher, dass eine Reihe davon bereits jetzt in den Archivdaten von Radio-Pulsar-Durchmusterungen mit dem 100-m-Teleskop stecken und wir arbeiten hart daran, ein Softwaresystem zu entwickeln, das diese Ausbrüche bereits in Echtzeit entdecken kann. Die Echtzeit-Entdeckungen bedeuten einen wichtigen Schritt vorwärts, da wir Folgebeobachtungen mit Instrumenten bei anderen Beobachtungsfrequenzen direkt anschließen können. Sie werden entscheidend dazu beitragen, das Rätsel zu entschlüsseln.“

Zukünftige Radioteleskop-Projekte wie das „Square Kilometre Array“ (SKA) und dessen bereits existierenden ‚Pfadfinder‘-Projekte stellen für die auf deren Suche spezialisierten Astronomen extrem effektive Werkzeuge dafür dar, um Radioblitze systematisch aufzuspüren und den Wissensstand über dieses Phänomen entscheidend zu verbessern.

Leider sieht es nach dem derzeitigen Stand allerdings so aus, dass Wissenschaftler aus Deutschland aufgrund einer kürzlich getroffenen Entscheidung des Bundesministeriums für Bildung und Forschung (BMBF) weitestgehend von den damit verbundenen Forschungen des SKA – und von den Arbeiten mit dem SKA allgemein – ausgeschlossen sein werden. Einen entsprechende Bericht finden Sie hier auf der Internetseite der Zeitschrift „Spektrum“.

Nicht nur aufgrund der jetzt publizierten Ergebnisse zu dem im Jahr 2012 entdeckten FRB ist somit zu hoffen, dass das BMBF seine getroffene Entscheidung überdenkt und revidiert!

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• Square Kilometre Array (SKA)

Fachartikel von L. G. Spitler et al.:

• Fast Radio Burst discovered in the Arecibo Pulsar Alfa Survey (Volltext, engl.)

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JPL, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, The Extrasolar Planets Encyclopaedia.

Seit der Entdeckung des ersten Exoplaneten im Jahr 1995 konnten Astronomen bis zum heutigen Tag außerhalb unseres Sonnensystems 1.795 Planeten nachweisen. Einen wesentlichen Beitrag bei dieser Suche lieferte das auf die Exoplanetensuche spezialisierte Weltraumteleskop Kepler. Nach seinem Start am 7. März 2009 hat Kepler über einen Zeitraum von vier Jahren hinweg im Bereich der Sternbilder Schwan, Drache und Leier systematisch mehr als 150.000 Sterne anvisiert und dabei mittels der „Transitmethode“ nach Anzeichen für dort befindliche Planeten Ausschau gehalten.

Sobald ein Exoplanet von der Erde aus gesehen direkt vor seinem Mutterstern vorbeizieht, nimmt die Helligkeit des beobachteten Sterns um einen winzigen Bruchteil ab, da der Planet einen Teil des von seinem Zentralgestirn ausgehenden Lichts abschirmt. Durch wiederholte Beobachtungen dieser periodisch auftretenden Helligkeitsveränderungen kann der Durchmesser und die Dauer der Umlaufzeit des Planeten bestimmt werden. Anhand der Daten des Weltraumteleskops konnten so bisher 974 Exoplaneten nachgewiesen werden.

Das Sternsystem Kepler-10
Bei einem der dabei beobachteten Sterne handelte es sich um einen sonnenähnlichen Stern der Spektralklasse „G“, welcher sich in einer Entfernung von etwa 560 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem im Randbereich des Sternbildes Drache befindet. Dieser Stern verfügt bei einem etwa gleich großen Durchmesser über rund 90 Prozent der Masse unserer Sonne, ist mit einem Alter von etwa 10,6 Milliarden Jahren jedoch mehr als doppelt so alt wie das Zentralgestirn unseres Sonnensystems.

Bereits im Januar 2011 gaben die an der Kepler-Mission beteiligten Wissenschaftler bekannt, dass sie bei ihren Untersuchungen einen terrestrischen Planeten entdeckt haben, welcher diesen Stern umkreist. Kepler-10b – so die Bezeichnung für diesen Planeten – war der erste mittels des Kepler-Weltraumteleskops entdeckte Gesteinsplanet. Aufgrund der gewonnenen Daten konnte jedoch ausgeschlossen werden, dass es sich dabei um einen für die Entstehung von Leben geeigneten Ort handelt.

Kepler-10b verfügt über den 1,47-fachen Durchmesser der Erde und benötigt für einen kompletten Umlauf um seinen Stern eine Zeitdauer von lediglich 20 Stunden. Aufgrund der extrem engen Umlaufbahn – diese verläuft in einer Entfernung von 0,0168 Astronomischen Einheiten, was in etwa 2,5 Millionen Kilometern entspricht – wird die auf dem Planeten vorherrschende Oberflächentemperatur auf eine Wert von etwa 1.900 Grad Celsius kalkuliert.

Des weiteren entdeckten die Astronomen in den Kepler-Daten einen zweiten Planeten in diesem Sternsystem. Kepler-10c benötigt für einen Umlauf etwas mehr als 45 Tage und verfügt über den 2,35-fachen Durchmesser der Erde. Somit wurde zunächst vermutet, dass es sich bei diesem Planeten um einen „Mini-Neptun“, einen kleineren Gasriesen ähnlich dem Planeten Neptun in unserem Sonnensystem, handeln könnte. Weitere Daten wie etwa die Massen der beiden Planeten konnten mit der Transitmethode jedoch nicht ermittelt werden.

Die Radialgeschwindigkeitsmethode zur Untersuchung von Exoplaneten
Für zusätzliche Untersuchungen der beiden Exoplaneten nutzten die Astronomen deshalb das auf der Kanareninsel La Palma befindliche Telescopio Nazionale Galileo. Dieses 3,58-Meter-Teleskop ist mit einem hochauflösenden Spektrographen namens HARPS-N ausgestattet, welcher aufgrund seiner Möglichkeit, hochpräzise Messungen der Radialgeschwindigkeit von Sternen durchzuführen, für die Exoplaneten-Suche optimiert ist.

Wird ein Stern von einem Planeten umkreist, so übt dieser Planet durch seine Masse einen gravitativen Effekt auf den Zentralstern aus, was dazu führt, dass sich der Stern und der Planet in periodischen Zeitabläufen um ihren gemeinsamen Masseschwerpunkt bewegen. Die dadurch verursachte ‚Taumelbewegung‘ des Sterns führt zu einem Doppler-Effekt, der sich in einer minimalen Verschiebung der Spektrallinien – der ‚Rotverschiebung‘ beziehungsweise der ‚Blauverschiebung‘ – bemerkbar macht. Bewegt sich ein Stern dabei ‚auf die Erde zu‘, so verschieben sich dessen Spektrallinien minimal zu kürzeren Wellenlängen und werden dabei ‚blauer‘. Bewegt sich der Stern dagegen von uns fort, so werden diese Wellenlängen länger und somit ‚rötlicher‘. Durch diese Radialgeschwindigkeitsmethode ist es nicht nur möglich, einen Exoplaneten nachzuweisen, sondern auch die Untergrenze für die Masse dieses Planeten und dessen Umlaufzeit um seinen Stern mit hoher Genauigkeit zu ermitteln.

Kepler-10c – Eine neue Kategorie von Planeten
Auf diese Weise entdeckten die Wissenschaftler, dass die Masse von Kepler-10c offensichtlich deutlich größer ausfällt als ursprünglich vermutet. Sie liegt bei dem 17,2-fachen der Masse unseres Heimatplaneten, wobei der Unsicherheitsfaktor 1,9 Erdmassen beziehungsweise rund elf Prozent beträgt. Dies bedeutet angesichts seines Durchmessers und dem sich daraus ergebenden Volumen jedoch auch, dass es sich bei Kepler-10c definitiv um einen Gesteinsplaneten und nicht etwa – wie zuvor angenommen – um einen Gasriesen handeln muss.

Die mittlere Dichte des Exoplaneten liegt demzufolge bei einem Wert von 7,1 Gramm pro Kubikzentimeter bei einem Unsicherheitsfaktor von plus/minus 1 Gramm pro Kubikzentimeter. Die mittlere Dichte der Erde liegt dagegen bei einem Wert von 5,6 Gramm pro Kubikzentimeter, die des Neptun sogar bei lediglich 1,6 Gramm pro Kubikzentimeter.

Da Kepler-10c damit deutlich massereicher und auch größer ausfällt als die terrestrische Planeten aus der bereits zuvor bekannten Kategorie der Super-Erden wird dieser Planet von den Wissenschaftlern auch als „Mega-Erde“ bezeichnet und als Prototyp für eine bisher unbekannte Kategorie von Planeten angesehen. Eine ergänzende, von dem Astronomen Lars A. Buchhave durchgeführte Studie legt nahe, dass auch bei anderen Sternen ähnliche Planeten entstanden sein könnten.

„Wir waren sehr überrascht, als uns klar wurde, was wir da entdeckt hatten“, so der für die Auswertung der durch den HARPS-N-Spektrographen gewonnenen Daten verantwortliche Astronom Xavier Dumusque vom Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA).

„Dieser Planet ist der Godzilla unter den Erden“, ergänzt Dimitar Sasselov, der Direktor der ‚Harvard Origins of Life Initiative‘ des CfA. „Aber im Gegensatz zu dem Monster aus den Spielfilmen hat Kepler-10c positive Implikationen für das Leben.“

Die Suche nach einer zweiten Erde
Die an der Studie beteiligten Wissenschaftler betonen, dass ihre Entdeckung weitreichende Konsequenzen für die Wahrscheinlichkeit der Existenz von Leben im Universum haben könnte. Der Grund für diese Aussage ist das hohe Alter des Zentralsterns Kepler-10, welcher lediglich rund drei Milliarden Jahre nach dem Urknall entstanden ist.

Kurz nach dem Urknall waren in unserem Universum im Wesentlichen lediglich die Elementen Wasserstoff und Helium existent. Alle schwereren Elemente wurden erst in der Folgezeit durch Kernreaktionen im Inneren von Sternen erzeugt und anschließend durch Supernova-Explosionen im Universum verteilt. Erst nach mehreren Milliarden Jahren war das Weltall ausreichend mit diesen schweren Elementen ‚angereichert‘, dass sich bei der ‚Geburt‘ neuer Sterngenerationen auch aus Gestein und Eisen bestehende Planeten bilden konnten. Trotz des vermuteten Mangels an schwereren Elementen in der Frühphase des Universums konnte sich jedoch offensichtlich bereits nach lediglich drei Milliarden Jahren um Kepler-10 ein massereicher Gesteinsplanet bilden.

„Die Entdeckung von Kepler-10c bedeutet, dass sich Gesteinsplaneten bereits deutlich früher in der Geschichte des Universums bilden konnten, als wir es bisher für möglich gehalten haben“, so Dimitar Sasselov weiter. „Wenn sich jedoch Gesteinsplaneten bilden können, dann kann auch Leben entstehen.“

Aus diesem Grund weisen die Wissenschaftler darauf hin, dass bei der Suche nach erdähnlichen Planeten auch sehr alte Sterne berücksichtig werden müssen. Obwohl Mega-Erden wie Kepler-10c nicht geeignet sind, um Leben zu beherbergen ist die Existenz dieses Planeten doch ein Beispiel dafür, dass es auch bei diesen ‚Stern-Methusalems‘ möglicherweise bewohnbare Planeten geben könnte.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurden der Öffentlichkeit am vergangenen Montag im Rahmen einer Pressekonferenz während einer Tagung der American Astronomical Society (AAS) präsentiert.

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Fachartikel von Xavier Dumusque et al.:

• The Kepler-10 planetary system revisited by HARPS-N: A hot rocky world and a solid Neptune-mass planet (engl.)

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: Universität Göttingen, Royal Astronomical Society.

Der im Sternbild Maler (lat. Name „Pictor“) gelegene Stern „Kapteyns Stern“ wurde im Rahmen einer fotografischen Himmelsdurchmusterung im Jahr 1897 von dem niederländischen Astronomen Jacobus C. Kapteyn von Südafrika aus entdeckt. In der Folgezeit fiel der Stern den Astronomen besonders durch seine hohe Eigengeschwindigkeit auf, mit der er sich über den Himmel bewegt – nach Barnards Pfeilstern weist er die zweithöchste Eigenbewegung eines Sterns am Firmament auf. Mit einer Helligkeit von 8,86 mag kann Kapteyns Stern bereits mit kleineren Teleskopen beobachtet werden. Aufgrund seiner Position am Südhimmel ist hierfür allerdings ein Beobachtungsstandort erforderlich, welcher sich südlich des 45. nördlichen Breitengrades befindet.

Kapteyns Stern
Mit einer Entfernung von lediglich rund 12,76 Lichtjahren zählt Kapteyns Stern zu den 25 Sternen, welche sich am nächsten zu unserem Sonnensystem befinden. Der Roten Zwergstern besitzt etwa 28 Prozent der Masse der Sonne und verfügt über rund ein Drittel des Sonnendurchmessers. Sein Alter wird von den Astronomen auf etwa 11,5 Milliarden Jahre geschätzt. Die spektrale Analyse seiner chemischen Zusammensetzung sowie die Untersuchung seiner Bewegungsrichtung relativ zur Ebene der Milchstraße deuten darauf hin, dass Kapteyns Stern nicht in unserer Heimatgalaxie entstanden ist. Vielmehr stammt dieser Stern sehr wahrscheinlich aus dem Halo unserer Galaxie.

Ursprünglich, so die Astronomen, war Kapteyns Stern das Mitglied einer Zwerggalaxie, welche bereits vor mehreren Milliarden Jahren von dem Milchstraßensystem ‚eingefangen‘ wurde. Die dabei auf die Sterne der eingefangenen Zwerggalaxie einwirkenden gravitativen Einflüsse führten dazu, dass diese zu einem mehrere 10.000 Lichtjahre langen Sternstrom auseinander gezogen wurden. Hierbei handelt es sich um eine Ansammluing von Sternen, welche über eine verwandte chemische Zusammensetzung und ein ähnliches Alter verfügen und die das Zentrum unserer Galaxie auf einer langgestreckten elliptischen Bahn umkreisen. Als ein möglicher Überrest der ursprünglichen ‚Heimat‘ von Kapteyns Stern wurde der Kugelsternhaufen Omega Centauri identifiziert.

Die Radialgeschwindigkeitsmethode zum Nachweis von Exoplaneten
Ein internationales Astronomenteam unter der Leitung von Dr. Guillem Anglada-Escudé von der School of Physics and Astronomy der University of London hat Kapteyns Stern jetzt etwas näher ‚unter die Lupe genommen‘ und dabei unter der Verwendung der Radialgeschwindigkeitsmethode nach eventuellen planetaren Begleitern Ausschau gehalten. Bei diesem Verfahren zum Nachweis von Exoplaneten wird ein Stern zunächst über einen längeren Zeitraum hinweg abgebildet.

Wird der beobachtete Stern von Planeten umkreist, so üben diese durch ihre Masse einen gravitativen Effekt auf ihren Zentralstern aus, was dazu führt, dass sich der Stern und dessen Planet(en) in periodischen Zeitabläufen um ihren gemeinsamen Masseschwerpunkt bewegen. Die dadurch verursachte ‚Taumelbewegung‘ des Sterns führt zu einem Doppler-Effekt, der sich in einer minimalen Verschiebung der Spektrallinien – der ‚Rotverschiebung‘ beziehungsweise der ‚Blauverschiebung‘ – bemerkbar macht. Bewegt sich ein Stern dabei ‚auf die Erde zu‘, so verschieben sich dessen Spektrallinien minimal zu kürzeren Wellenlängen und werden dabei ‚blauer‘. Bewegt sich der Stern dagegen von uns fort, so werden diese Wellenlängen länger und somit ‚rötlicher‘. Durch diese Methode ist es den Astronomen nicht nur möglich, einen Exoplaneten nachzuweisen, sondern auch die Untergrenze für die Masse dieses Planeten und dessen Umlaufzeit um seinen Stern zu bestimmen.

Für die Untersuchung von Kapteyns Stern nutzte das Team, dem auch Wissenschaftler von der Universität Göttingen angehörten, Daten, welche mit dem HARPS-Spektrometer der Europäischen Südsternwarte (ESO) in den chilenischen Anden, dem ebenfalls in Chile befindlichen Las Campanas-Observatorium und dem 10-Meter-Teleskop des Keck-Observatoriums auf Hawaii gewonnen wurden.

Zwei Exoplaneten
Bei der Analyse der Daten stellte sich heraus, dass Kapteyns Stern von zwei Exoplaneten umkreist wird. Bisher sind von diesen beiden Planeten allerdings lediglich deren ungefähren Massen, die Umlaufperioden und der jeweilige Abstand zu dem Zentralstern bekannt. Aus diesen Daten ergibt sich, dass sich einer der Planeten innerhalb der habitablen Zone von Kapteyns Stern bewegt. „Kapteyn b“, so die Bezeichnung dieses Planeten, könnte somit theoretisch die Umweltbedingungen aufweisen, welche das dauerhafte Vorhandensein von Wasser im flüssigen Aggregatzustand ermöglichen. Das Vorhandensein von Wasser, so die allgemein anerkannte Meinung, ist wiederrum eine der Grundvoraussetzungen dafür, dass sich auf einem Planeten Leben bilden kann.

„Der erste Planet des Sterns, Kapteyn b, hat eine Umlaufperiode von 48 Tagen und könnte über flüssiges Wasser verfügen“, so Prof. Dr. Ansgar Reiners vom Institut für Astrophysik der Universität Göttingen, einer der an der Analyse der Daten beteiligten Wissenschaftler. Allerdings verfügt Kapteyn b über mindestens die rund fünffache Masse der Erde. Somit dürfte es sich bei diesem Planeten sehr wahrscheinlich um einen Vertreter der Klasse der Super-Erden handeln. Aufgrund seiner hohen Masse kann wohl ausgeschlossen werden, dass es sich bei diesem Planeten um eine ‚zweite Erde‘ handelt.

Auch der zweite Planet von Kapteyns Stern, der Exoplanet Kapteyn c, verfügt nicht über Umweltbedingungen, welche sich mit denen auf unserem Heimatplaneten vergleichen lassen. Kapteyn c ist nochmals massereicher als sein innerer Nachbar – mindestens rund sieben Erdmassen – und er benötigt für einen kompletten Umlauf um seinen Zentralstern eine Zeitspanne von 121 Tagen. Aufgrund der dadurch gegebenen Distanz von etwa 47 Millionen Kilometern zu seinem Stern herrschen auf den Oberfläche des Planeten vermutlich Temperaturen, welche zu niedrig sind, um das Vorhandensein von flüssigem Wasser zu ermöglichen. Trotzdem, so Prof. Dr. Ansgar Reiners, soll im Rahmen zukünftiger Forschungen untersucht werden, ob es auf den Oberflächen dieser beiden Planeten Wasser gibt.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurden kürzlich unter dem Titel „Two planets around Kapteyn’s star: a cold and a temperate super-Earth orbiting the nearest halo red-dwarf“ in der Fachzeitschrift ‚Monthly Notices of the Royal Astronomical Society‘ publiziert.

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Fachartikel von Guillem Anglada-Escudé et al.:

• Two planets around Kapteyn’s star: a cold and a temperate super-Earth orbiting the nearest halo red-dwarf (engl.)

Der Beitrag Zwei Exoplaneten bei Kapteyns Stern entdeckt erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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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Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: ESO.

Das VST ist das neuste System auf dem Cerro Paranal in Chile. Es verfügt über einen 2,6 m durchmessenden Hauptspiegel und ist damit das größte optische Durchmusterungsteleskop. Sein Hauptinstrument ist die OmegaCAM, die Bilder mit einer Auflösung von 268 Megapixeln erstellen kann. Um diese Auflösung zu erreichen, wurde der Bildsensor der OmegaCAM aus 32 CCD-Chips zusammengesetzt. Allein diese Kamera besitzt eine Masse von 770 kg. Die ersten Aufnahmen lieferte das VST bereits Mitte 2011, doch jetzt erst fand die offizielle Einweihung statt.

Als Durchmusterungsteleskop verfügt es über ein vergleichsweise großes Blickfeld und kann daher relativ große Himmelsbereiche auf einmal aufnehmen. Während normale Großteleskope vom ausgedehnten Carina-Nebel nur kleine Ausschnitte auf einmal fotografieren können, kann das VST nahezu den gesamten Nebel mit nur einer Aufnahme auf ein einziges Bild bringen.

Der Carina-Nebel ist eine Sternentstehungsregion am Südhimmel und aufgrund seiner Farbenpracht wohl eines der meistfotografierten Objekte dieser Himmelshemisphäre. Diese Region ist rund 7.500 Lichtjahre von der Erde entfernt und liegt im namensgebenden Sternbild Carina (Schiffskiel). Dieser Nebel ist eine farbenfroh leuchtende Gas- und Staubwolke, in der sich einige der massereichsten und leuchtstärksten bekannten Sterne befinden.

Einer dieser Sterne ist etwas oberhalb der Bildmitte zu sehen: Eta Carinae wiegt etwa 100- bis 120-mal so viel wie die Sonne und leuchtet vier bis fünf Millionen mal stärker als sie. Eta Carinae wird aufgrund seiner enormen Masse nur eine kurze Lebensdauer besitzen und ist damit ein guter Kandidat für eine in kurzer Zeit erfolgende Supernova-Explosion, wobei kurz nach astronomischen Maßstäben immer noch Jahrtausende bedeuten kann.

Die vorherrschende rote Färbung des Nebels entsteht durch Wasserstoffgas, dass durch das UV-Licht der nahen Sterne zum Leuchten angeregt wird. Andere Gase sorgen für weitere Farbtöne, während der davor liegende Staub das Licht blockiert und somit als Schatten sichtbar wird.

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• Nebel

Der Beitrag Einweihungsbild des VST: Der Carina-Nebel erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Bei einem planetarischen Nebel handelt es sich um eine Hülle aus Gas und Plasma, welche einen sogenannten Weißen Zwerg – einen relativ massearmen, sonnenähnlichen Stern in der letzten Phase seiner Entwicklung – umgibt. Sobald ein Stern mit einer Masse von bis zu dem achtfachen Wert der Sonne die Endphase seines Lebens erreicht stößt er seine äußeren Schichten ab und verliert dabei einen Großteil seiner ursprünglichen Masse. Eine starke, von dem heißen Kernbereich des Sterns ausgehende Strahlung lässt diese nach außen driftende Hülle in der Folgezeit als planetarischen Nebel aufleuchten. Innerhalb unserer Galaxie sind derzeit etwa 1.500 planetarische Nebel bekannt. Ein besonders imposanter Vertreter dieser Klasse der astronomischen Objekte ist der etwa 7.800 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernte und im Sternbild Zentaur (lateinischer Name „Centaurus“) gelegene Nebel „Fleming 1“.

Dieser erst im Jahr 1910 von der US-amerikanischen Astronomin Williamina Fleming entdeckte planetarische Nebel weist zusätzlich noch zwei auffällige, symmetrisch verlaufende Jets mit geschwungenen, knotenartigen Strukturen auf, welche sich weit entfernt vom Zentrum des Nebels erstrecken. Lange Zeit bestand unter den Astronomen keine einheitliche Meinung darüber, wie sich derartig symmetrische Jets bilden können. Jetzt hat ein internationales Astronomenteam unter der Leitung von Henri Boffin von der Europäischen Südsternwarte (ESO) in Chile neue Beobachtungsdaten von Fleming 1 ausgewertet. Für ihre Arbeit kombinierten die Astronomen kürzlich mit dem Very Large Telescope (VLT) der ESO angefertigte Aufnahmen von Fleming 1 mit bereits vorhandenen Computermodellen. Auf diese Weise konnte im Detail nachvollzogen werden, wie sich die teilweise geradezu bizarren Formen eines planetarischen Nebels bilden.

Zu diesem Zweck untersuchten die Astronomen das Licht, welches von dem im Zentrum des Nebels gelegenen Sterns ausgeht. Neben den Aufnahmen mit dem FORS-Instrument des VLT wurden dabei auch Spektren erstellt, mit denen weitere Daten über die Bewegung, die Temperatur und die chemische Zusammensetzung des Zentralobjektes gewonnen werden konnten. Hierbei stellte sich heraus, dass es sich bei dem Zentralstern von Fleming 1 sehr wahrscheinlich nicht nur um einen, sondern vielmehr gleich um zwei Weiße Zwerge handelt, welche einander innerhalb von 1,2 Tagen umkreisen. Laut den Untersuchungsergebnissen verfügen der Primär- und der Sekundärstern über 0,5 bis 0,86 Sonnenmassen beziehungsweise über 0,7 bis eine Sonnenmasse.

Aufgrund der über längere Zeiträume gemessenen Gesamthelligkeit des Systems können die Astronomen ausschließen, dass es sich bei einer der beiden Komponenten um einen „normaler“ Stern wie zum Beispiel unsere Sonne handelt. Ein normaler Stern würde von dem ihn begleitenden, deutlich heißeren Weißen Zwerg „aufgeheizt“ werden. Diese Temperaturveränderungen würden allerdings zu deutlich erkennbaren Helligkeitsschwankungen während des Umlaufs führen. Während des gegenseitigen Umlaufs der beiden Komponenten ändert sich die Gesamthelligkeit des Systems jedoch nur sehr geringfügig. Deshalb, so die Schlussfolgerung der Astronomen, muss es sich bei dem zentralen Sternpaar um zwei Weiße Zwerge handeln – eine sehr seltene und äußerst exotische Konstellation.

„Der Ursprung dieser ebenso wunderschönen wie komplexen Strukturen von Fleming 1 und anderer planetarischer Nebel wurde jahrzehntelang kontrovers diskutiert“, so Henri Boffin. „Die Astronomen hatten zwar schon zuvor Doppelsternsysteme als Verursacher ins Auge gefasst, aber bisher gingen wir immer davon aus, dass die beiden Komponenten sehr weit auseinander stehen und dementsprechend eine Umlaufdauer von mindestens zehn Jahren aufweisen müssen. Mit den Beobachtungsdaten von Fleming 1 und unseren Computermodellen konnten wir dieses ungewöhnliche System bis ins letzte Detail analysieren und dabei, wenn auch indirekt, mitten in das Herz des Nebels schauen. Dabei stellten wir fest, dass sich die beiden Sterne mehrere tausend Mal näher stehen als eigentlich erwartet.“

Während Sterne üblicherweise einfach nur die Form einer Kugel aufweisen, zeigen viele planetarische Nebel eine auffallend komplexe Struktur mit knotenartigen Verdickungen, Filamenten und dichten Materiejets, welche verschlungenen Mustern folgen. Einige der eindrucksvollsten planetarischen Nebel, so auch Fleming 1, zeigen dabei zudem punktsymmetrische Strukturen. Im Fall von Fleming 1 bildet das Material, von den Polen ausgehend, S-förmige Ausflüsse, welche sich über eine Distanz von rund neun Lichtjahren erstrecken.

Die hier kurz vorgestellte Studie führt zu dem Ergebnis, dass dieses Muster durch die gegenseitige Wechselwirkung der beiden Weißen Zwerge verursacht wird. „Durch die Simulation des Doppelsternsystems im Zentrum von Fleming 1 lässt sich die Entstehung der wirklich eindrucksvollen Strukturen des planetarischen Nebels ganz hervorragend beschreiben“, so Brent Miszalski, einer der an der Untersuchung beteiligten Wissenschaftler.

Die beiden Sterne im Zentrum von Fleming 1 sind demzufolge direkt für das Aussehen dieses Nebels verantwortlich. Als die beiden ursprünglich sonnenähnlichen Sterne sich der Endphase ihres Lebens näherten, begannen sie mit einem Ausdehnungsprozess. Dabei wurde der massereichere der beiden Sterne vorübergehend zu einem „stellaren Vampir“, welcher die Materie aus den äußersten Schichten des anderen Sterns aufsaugte. Dieses Material sammelte sich zunächst in einer sogenannten Akkretionsscheibe rund um den Vampir-Stern an. Bei ihrem weiteren gegenseitigen Umlauf kam es zu Wechselwirkungen der beiden Sterne mit der Scheibe, so dass diese begann, wie ein schief stehender Kreisel zu schwanken. Diese „Präzessionsbewegung“ beeinflusst dabei auch die Materie, welche von den beiden Polen der Scheibe in Form von Jets senkrecht zur Akkretionsscheibe nach außen getrieben wird.

Im Fall von Fleming 1, so die Schlussfolgerung der Astronomen, wurden die ersten Teile der Jets bereits vor etwa 16.000 Jahren erzeugt, welche sich in der Folgezeit mit einer Geschwindigkeit von rund 75 Kilometern pro Sekunde vom Zentrum des Nebels fortbewegten. Die gravitativen Wechselwirkungen zwischen den beiden Sternen und der Akkretionsscheibe hatten zur Folge, dass sich die beiden Jets dabei nicht in gerader Linie von den Polen der Scheibe fortbewegten, sondern vielmehr die heute zu beobachtende Gestalt eines Korkenziehers einnahmen.

Die neue Studie hat somit die bereits seit längerem diskutierte Theorie bestätigt, dass präzidierende Akkretionsscheiben in Doppelsternsystemen für die Entstehung symmetrischer Muster um planetarische Nebel wie Fleming 1 verantwortlich sind. Die detaillierten Aufnahmen des VLT haben außerdem zur Entdeckung eines stellenweise verdichteten Materierings im innersten Bereich des Nebels geführt. Vergleichbare Strukturen konnten zuvor bereits in der Umgebung von anderen Doppelsternsystemen beobachtet werden. Anscheinend, so die Annahme der Astronomen, sind solche Strukturen ein verräterisches Indiz für die Existenz eines Doppelstersystems innerhalb eines planetaren Nebels.

„Unsere Ergebnisse haben gezeigt, dass die Wechselwirkung zweier Sterne für die Form und vielleicht sogar für die Bildung planetarischer Nebel von großer Bedeutung sind“, so Henri Boffin. Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse von Boffin et al. wurden am 9. November 2012 unter dem Titel „An Interacting Binary System Powers Precessing Outflows of an Evolved Star“ in der Fachzeitschrift Science publiziert.

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Fachartikel von Boffin et al. bei Science:

• An Interacting Binary System Powers Precessing Outflows of an Evolved Star (Abstract, engl.)

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Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: ESO.

Theoretisch ist die Altersverteilung in Kugelsternhaufen relativ einfach. Alle Sterne sind in etwa so alt, wie der Haufen an sich auch. Das wären bei NGC 6362 rund 10 Milliarden Jahre. Dementsprechend dominieren tatsächlich rote Riesen das Bild dieses Kugelsternhaufens. In etwa sonnengroßen Sterne sollten sich in diesem Alter zu Riesensternen aufgebläht haben. Massereichere Sterne sollte es nicht mehr geben – sie wären nach diesem Zeitraum bereits in einer Supernova explodiert und zu weißen Zwergen, Neutronensternen oder auch schwarzen Löchern geworden. Solche schweren Sterne sind während ihres Lebens sehr heiß und leuchten daher blau. Theoretisch gäbe es also keine blauen Sterne in einem solch alten Sternhaufen.

Praktisch lassen sich jedoch auch in diesem Sternhaufen blaue Sterne entdecken, die offenbar jünger sind als sie sein sollten. Man spricht hier von „blauen Nachzüglern“, weil sie der theoretischen Entwicklung hinterher hinken. Man stellt sich also die Frage, wie diese Sterne so lange überleben konnten. Derzeit gehen die Astronomen davon aus, dass ganz normale alte Sterne eine Art „Frischzellenkur“ erhalten haben. Durch Kollision mit anderen Sternen oder das Abziehen von Materie eines anderen Sterns nahmen Sterne an Masse zu, lange nachdem sie entstanden waren. Durch diesen Mechanismus kommen sie erst sehr spät in ihrem Leben überhaupt dazu, zu einem blauen Riesenstern zu werden oder können durch Massengewinn zumindest länger als normal ein solcher bleiben.

NGC 6362 ist ein vergleichsweise leuchtschwacher und daher unbekannter Kugelsternhaufen im Sternbild Ara (Altar) am Südhimmel. Entdeckt wurde er im Jahr 1826 vom schottischen Astronomen James Dunlop, während er mit seinem 22-cm-Teleskop in Australien den Himmel beobachtete. Heute ist er für die Astronomen aufgrund seiner Sternpopulationen ein interessantes Forschungsobjekt. Die vorliegende Aufnahme der ESO wurde mit dem Wide Field Imager des 2,2-m-Teleskops erstellt, das eine Leihgabe der Max-Planck-Gesellschaft an die ESO ist. Die Aufnahme wurde bereits während der pre-FLAMES-Durchmusterung (1998-2001) erstellt, mit der die Arbeit des FLAMES-Spektrografen am VLT vorbereitet wurde. Im Laufe der Durchmusterung wurden Einzelsterne gesucht, die von FLAMES untersucht werden sollen oder bereits wurden. Die Aufnahme aus der damaligen Durchmusterung wurde jetzt mit einer Detailaufnahme von Hubble kombiniert um genauere Untersuchungen durchführen zu können.

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

Bei dem im Sternbild Bildhauer (lat. „Sculptor“) gelegenen Stern R Sculptoris handelt es sich um einen sogenannten Roten Riesen. Sterne dieses Typs haben das letzte Stadium ihres Sternenlebens erreicht und den ursprünglich in ihrem Inneren befindlichen Vorrat an Wasserstoff bereits verbraucht. Stattdessen „verbrennen“ Rote Riesen jetzt den in ihren äußeren Schalen befindlichen und bisher inaktiven Wasserstoffvorrat zu Helium. Dabei verlieren sie zugleich einen Großteil ihrer ursprünglichen Masse, welche sich in Form von extrem starken Sternwinden in das umgebende Weltall entlädt. Rote Riesen gelten aufgrund dieses Vorganges als eine der Hauptnachschubquellen für das interstellare Gas, welches wiederrum den Großteil des für die Bildung von neuen Sonnensystemen benötigten Ausgangsmaterials darstellt.

Während der Rote-Riesen-Phase ereignen sich zusätzlich in regelmäßigen Zeitabständen sogenannte thermische Pulse. Hierbei handelt es sich um kurze, explosive Phasen, während derer die in einer Schale um den Zentralbereich des Sterns konzentrierten Heliumkerne zu Kohlenstoffkernen verschmelzen. Während eines solchen thermischen Pulses erhöht sich die Rate, mit der Materie von der Sternoberfläche in den umgebenden Raum strömt. Auf diese Weise bilden sich um den Stern herum ausgedehnte Schalen aus Gas und Staub. Nach dem Abflauen des Pulses sinkt die zwischenzeitlich deutlich erhöhte Massenverlustrate wieder auf den zuvor normalen Wert. Derartige thermische Pulse treten bei den Roten Riesen etwa alle 10.000 bis 50.000 Jahre auf und dauern üblicherweise jeweils nur wenige hundert Jahre an.

Ein internationales Astronomenteam hat kürzlich mit dem Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (kurz „ALMA“), einem von der Europäischen Südsternwarte (ESO) betriebenen Verbundteleskop, den Roten Riesen R Sculptoris untersucht. Die Beobachtungen führten zu dem Schluss, dass R Sculptoris vor rund 1.800 Jahren seinen letzten thermischen Puls durchlaufen hat, welcher etwa 200 Jahre andauerte. Während des Pulses lag die Masseverlustrate etwa 30 mal höher als normal. R Sculptoris verlor in diesem Zeitraum etwa 0,3 Prozent einer Sonnenmasse. Die Materie entfernte sich dabei mit einer Geschwindigkeit von 14,3 Kilometern pro Sekunde von dem Roten Riesen. Dies ist eine etwa dreimal höhere Verlustrate während des Pulses als eigentlich erwartet.

Außerdem haben die Astronomen eine bisher unbekannte Spiralstruktur innerhalb der Materiewolke entdeckt, welche den Stern umgibt. Das Vorhandensein der nicht erwarteten Spiralstruktur, so die Interpretation der Astronomen, deutet auf das Vorhandensein eines bisher nicht bekannten Begleitsternes hin, welcher R Sculptoris umkreist. Dieser Begleitstern brachte den von R Sculptoris ausgehenden Sternwind durch seine gravitativen Einflüsse in die jetzt beobachtete Spiralform.

Diese für die beteiligten Astronomen überraschende Beobachtung stellt in Kombination mit dem Nachweis einer weit außen liegenden Schale um einen roten Riesenstern eine astronomische Premiere dar. „Zwar konnten bereits zuvor Schalen aus ausgestoßenem Material um diese Art von Sternen beobachtet werden“, so Matthias Maercker vom Argelander-Institut für Astronomie der Universität Bonn, welcher die Arbeiten geleitet hat. „Aber wir sind die ersten, die so eine Spirale aus Materie beobachtet haben, die von einem Stern ausgeht.“

Das Ergebnis der Beobachtungen stammt aus einer ersten Phase des wissenschaftlichen Betriebes des ALMA-Teleskops. Doch bereits jetzt übertrifft die Anlage in ihrer Leistungsfähigkeit deutlich die Leistungen anderer Submillimeter-Observatorien. „Während unserer Beobachtungen mit dem ALMA waren noch nicht einmal die Hälfte der vorgesehenen Antennen vor Ort. Man stelle sich vor, was ALMA leisten wird, wenn die Anlage ab dem Jahr 2013 komplett aufgebaut ist!“, so Wouter Vlemmings von der Chalmers University of Technology in Schweden, einer der beteiligten Wissenschaftler. Zuvor mit anderen Anlagen gewonnene Datensätze zeigten zwar eine kugelförmige Hülle um R Sculptoris, aber weder die Spiralstruktur noch Hinweise auf einen Begleitstern.

„Aufgrund der Tatsache, dass ALMA in der Lage ist, derart feine Details aufzulösen, können wir viel besser als bisher nachvollziehen, welche Prozesse sich vor, während und nach dem thermischen Puls abgespielt haben. Die dafür nötigen Informationen gewinnen wir aus der Form der Schale und der Spiralstruktur“, so Matthias Maercker. „Wir haben zwar durchaus damit gerechnet, dass ALMA uns einen ganz neuen Blick auf das Universum ermöglichen wird. Aber dass wir bereits mit einer der ersten Beobachtungen überhaupt völlig unerwartete und neue Dinge zu Gesicht bekommen, ist schon etwas ganz Besonderes.“

Um die Entstehung und die weitere Entwicklung der beobachteten Strukturen in der Umgebung von R Sculptoris nachvollziehen zu können, hat das Team um Matthias Maercker verschiedene Computersimulationen durchgeführt, mit denen die Entwicklung eines Doppelsternsystems modelliert werden konnte. Die daraus resultierenden Modelle decken sich hervorragend mit den neu gewonnenen ALMA-Daten.

„Es stellt eine beachtliche Herausforderung dar, all die Details, welche ALMA liefert, auch theoretisch beschreiben zu können. Aber die Computermodelle haben uns gezeigt, dass wir definitiv auf dem richtigen Weg sind. ALMA hat uns einen hervorragenden Einblick darauf geliefert, wie sich diese Sterne verhalten – und somit auch darauf, wie sich unsere Sonne in ein paar Milliarden Jahren entwickeln könnte“, so Shazrene Mohamed vom Argelander-Institut für Astronomie und vom South African Astronomical Observatory in Südafrika, eine weitere an den Untersuchungen beteiligte Astronomin.

Durch weitere Beobachtungen mit dem ALMA erhoffen sich die Astronomen neue Erkenntnisse darüber, auf welche Art und Weise sich im Universum die interstellaren Gas- und Staubkonzentrationen bilden, aus denen letztendlich neue Sterne hervorgehen und aus denen sich auch die sie umkreisenden Planeten entwickeln. „Schon bald werden uns die ALMA-Beobachtungen von Sternen wie R Sculptoris dabei helfen, nachzuvollziehen, wie die chemischen Elemente, aus denen letztendlich auch wir Menschen bestehen, auf einen Planeten wie die Erde gelangt sind. Und auch über die ferne Zukunft unseres eigenen Heimatsterns dürfte uns ALMA einiges verraten“, so der Kommentar von Matthias Maercker.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse von Matthias Maercker et al. wurden unter dem Titel „Unexpectedly large mass loss during the thermal pulse cycle of the red giant star R Sculptoris“ in der Fachzeitschrift Nature publiziert. Es handelt sich hierbei um eine der ersten Veröffentlichungen aus der frühen Phase der wissenschaftlicher Beobachtungen mit dem ALMA.

Das für die Untersuchungen eingesetzte ALMA-Teleskop ist eine internationale astronomische Forschungseinrichtung, welche von verschiedenen Instituten aus Europa, Nordamerika und Ostasien in Zusammenarbeit mit der Republik Chile getragen wird. Bei der Entwicklung, dem Aufbau und dem Betrieb des Observatoriums ist die ESO zuständig für den europäischen Beitrag, das National Astronomical Observatory of Japan für den Beitrag Ostasiens und das National Radio Astronomy Observatory der USA für den nordamerikanischen Beitrag. Das Joint ALMA Observatory ist für die übergreifende Projektleitung – für den Aufbau, die Inbetriebnahme und den regulären Beobachtungsbetrieb – von ALMA zuständig. Die offizielle Einweihung des ALMA-Observatoriums ist für den 13. März 2013 vorgesehen.

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• ESO-Projekt ALMA

Fachartikel von Maercker et al.:

• Unexpectedly large mass loss during the thermal pulse cycle of the red giant star R Sculptoris (engl.)

Der Beitrag Eine Spiralstruktur um den Riesenstern R Sculptoris erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Trotz der stillen und scheinbar unveränderlichen Schönheit, welche der nächtliche Sternhimmel seinen Betrachtern vermittelt, ist das Universum alles andere als ein unveränderlicher Ort. In einem schier endlosen Kreislauf entstehen seit Jahrmilliarden immer wieder neue Sterne, welche sich anschließend über Zeiträume von Millionen und Milliarden Jahren entwickeln um schließlich wieder zu erlöschen. Unter bestimmten Voraussetzungen endet das „Leben“ eines Sternes im Rahmen einer gigantischen Explosion – einer so genannten Supernova. Die Materie, welche im Rahmen einer solchen Supernova-Explosion in das umgebende Weltall geschleudert wird, erzeugt dabei für den irdischen Betrachter zeitweise wundervolle Beobachtungsobjekte. Eine Aufnahme eines solchen Objektes wurde von der Europäischen Südsternwarte (ESO) bereits in der letzten Woche veröffentlicht.

Diese neue Aufnahme, welche mit dem Wide Field Imager (WFI) des MPG/ESO-2,2-Meter-Teleskops am La-Silla-Observatorium der ESO in Chile angefertigt wurde, zeigt den „Bleistiftnebel“ vor einem dichten Sternhintergrund. Diese seltsam geformte Wolke, welche offiziell auch die Katalogbezeichnung NGC 2736 trägt, wurde bereits am 1. März 1835 von dem britischen Astronomen John Herschel von Südafrika aus entdeckt. Herschel beschrieb ihn dabei als „einen außergewöhnlich langen und schmalen, aber äußerst schwachen Strahl aus Licht“.

In Wirklichkeit handelt es sich bei NGC 2736 um einen Emissionsnebel, welcher einen Teil eines Supernovaüberrestes darstellt. Der Nebel befindet sich in einer Entfernung von etwa 815 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem in dem nur von der südlichen Hemisphäre aus zu beobachtenden Sternbild „Segel des Schiffs“ (lat. Vela) und verfügt über eine Winkelausdehnung von 30 x 7 Bogenminuten, was einem Durchmesser von etwa 0,75 Lichtjahren entspricht. Der hellste Teil des Nebels ähnelt in seinem Aussehen in der Tat einem Bleistift. Die gesamte Struktur erinnert dagegen vielmehr an eine Art „kosmischer Hexenbesen“.

Dieser Emissionsnebel ist die sich immer noch ausdehnende Hülle einer Supernovaexplosion, der so genannten Vela-Supernova, welche sich vor etwa 11.000 Jahren ereignet hat. Ursprünglich bildete sich dabei bedingt durch die Explosion eines Sternes eine Stoßfront, welche anfangs mit einer Geschwindigkeit von mehreren Dutzend Millionen Kilometern pro Stunde durch das Weltall raste. Diese Stoßwelle traf dabei auf interstellare Gase, welche den Raum zwischen den Sternen ausfüllen. Trotz der äußerst geringen Konzentration solcher interstellarer Gase wurde die Stoßwelle durch die Kollisionen stark abgebremst und es bildete sich eine Schockfront, in welcher sich seltsam geformte Nebelfetzen bildeten.

Der Bleistiftnebel, welcher sich gegenwärtig immer noch mit einer Geschwindigkeit von rund 650.000 Kilometern pro Stunde durch das interstellare Medium bewegt, ist der hellste Teil der Überreste der Vela-Supernova. Die Geschwindigkeit, mit der er sich durch das Weltall bewegt, ist in Kombination mit der relativ geringen Entfernung zur Erde so groß, dass sich die Position des Nebels am Himmel im Vergleich zu den Hintergrundsternen während eines Menschenlebens wahrnehmbar verschiebt. Auch nach mittlerweile 11.000 Jahren verändert diese Supernovaexplosion somit immer noch das Antlitz des Nachthimmels.

Das von der ESO veröffentlichte Bild zeigt nicht nur lange, bogenförmige Filamente, sondern auch kleine, helle Knoten und Flecken aus diffusen Gasansammlungen. Sein hell leuchtendes Erscheinungsbild verdankt der Nebel dichteren Gasregionen, welche von der Schockwelle der Supernova regelrecht überrollt wurden. Wo diese Welle auf das interstellare Gaskonzentrationen traf, heizte sie diese auf Temperaturen von mehrere Millionen Grad Celsius auf. Obwohl sich die interstellaren Gase mittlerweile bereits wieder abkühlen, kann das so angeregte Leuchten immer noch auf fotografischen Abbildungen erkannt werden.

Die dabei sichtbaren unterschiedlichen Farben ermöglichen es den Astronomen, die Temperaturen der Gase innerhalb des Nebels zu kartieren. Einige Bereiche sind demzufolge nach wie vor noch so heiß, dass ihr Leuchten – in diesem Bild in blauen Farbtönen dargestellt – vornehmlich von ionisierten Sauerstoffatomen stammt. Kühlere Regionen lassen sich dagegen anhand ihres rötlich schimmernden Wasserstoffgases identifizieren.

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

Bei einem Kugelsternhaufen handelt es sich um eine Ansammlung von Sternen, welche durch Gravitationskräfte auf engstem Raum aneinander gebunden sind. Diese kugelförmigen Sternansammlungen verfügen 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. 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 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 mehr als 10 Milliarden Jahren. Dies datiert die Entstehungsphase dieser Sterne in ein kosmisches Zeitalter, in dem seit dem Urknall erst wenige Milliarden Jahre vergangen waren.

Dementsprechend setzen sich die in einem Kugelsternhaufen angesammelten Sterne hauptsächlich aus den beiden leichtesten im Universum enthaltenen Elementen – Wasserstoff und Helium – zusammen. Diese geringe Häufigkeit von schweren Elementen ist einer der Hauptunterschiede zwischen den in Kugelsternhaufen enthaltenen Sternen und den Sternen, welche erst zu einem späteren Zeitpunkt entstanden sind, wie zum Beispiel den in offenen Sternhaufen konzentrierten Sternen oder Einzelsternen wie unserer Sonne.

Die Sterne dieser jüngeren Sterngenerationen – die Sonne wurde zum Beispiel erst vor rund 4,6 Milliarden Jahren „geboren“ – entstanden aus interstellaren Materiekonzentrationen, welche bereits mit schwereren Elementen angereichert waren, so dass diese eine höhere Metallizität aufweisen. Durch die Analyse der unterschiedlich alten Sterne können die Astrophysiker viele neue Erkenntnisse über die Entwicklungsgeschichte des Universums, der Entstehung und Evolution der Sterne sowie der dabei ablaufenden Prozesse gewinnen.

Bei einem der erdnächsten Kugelsternhaufen handelt es sich um den im Sternbild Skorpion (lat. Scorpius) gelegenen Sternhaufen Messier 4, welcher alternativ auch als M 4 beziehungsweise NGC 6121 bezeichnet wird. Er befindet sich in einer Entfernung von etwa 7.000 Lichtjahren zur Erde und verfügt bei einer Winkelausdehnung von etwa 36 Bogenminuten über einen Durchmesser von rund 75 Lichtjahren. Dem irdischen Betrachter erscheint er mit einer scheinbaren Helligkeit von 7,12 mag. Interessierte Amateurastronomen können dieses vergleichsweise helle Objekt bereits mit einem Fernglas in der Nähe des hellen, rötlich leuchtenden Sterns Antares betrachten. Einzelne Sterne des Kugelsternhaufens können bereits bei der Verwendung kleinerer Teleskope aufgelöst werden.

Aufgrund der relativ geringen Entfernung zur Erde erregt Messier 4 aber auch immer wieder das Interesse der Berufsastronomen. So richtete ein internationales Astronomenteam im Jahr 2010 den Wide Field Imager (WFI) am MPG-ESO-2,2-Meter-Teleskop am La-Silla-Observatorium der Europäischen Südsternwarte ESO auf M 4 aus, um die Farbspektren der Einzelsterne des Kugelsternhaufens im Rahmen einer Himmelsdurchmusterung zu untersuchen. Durch solche Untersuchungen können die chemische Zusammensetzung und das Alter der Sterne bestimmt werden. Entsprechend der bestehenden Entstehungsmodelle für Kugelsternhaufen zeigte sich dabei, dass die Sterne von M 4 über ein sehr hohes Alter und entsprechend nur über minimale Mengen an schwereren Elementen verfügen.

Einer der Sterne von M 4 fiel trotzdem aus der Reihe. Der betreffende Stern enthält deutlich größere Mengen des Elements Lithium als eigentlich zu erwarten ist. Die Herkunft des Lithiums ist den an der Untersuchung beteiligten Astronomen bisher allerdings noch ein Rätsel. Üblicherweise wird Lithium im Laufe der Milliarden von Jahren eines Sternenlebens nach und nach abgebaut. Dieser Stern scheint dagegen das Geheimnis der „ewigen Jugend“ entdeckt zu haben. Entweder hat er es auf irgendeine bisher nicht bekannte Art und Weise bewerkstelligt, seinen ursprünglichen Vorrat an Lithium zu behalten, oder aber er hat einen effizienten Weg gefunden, sich mit Lithium-Nachschub aus der näheren Umgebung seiner kosmischen Heimat zu versorgen.

Die Forschungsergebnisse der Untersuchung werden demnächst in der Fachzeitschrift „Astronomy & Astrophysics“ publiziert.

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Fachartikel von Monaco et al.:

• Lithium and sodium in the globular cluster M 4 (engl.)

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

Die ursprünglichen Gas- und Staubwolken, aus deren Kollaps sich schließlich neue Sterne entwickeln, sind mit einer durchschnittlichen Temperatur von etwa minus 163 Grad Celsius extrem kalt. Viele der in diesen Wolken enthaltenen Gase lagern sich in Form von Eispartikeln auf den Staubteilchen ab. Dort erfolgt anschließend eine chemische Reaktion, so dass sich auch komplexere Moleküle bilden können. Sobald sich im Inneren einer solchen Wolke aus Gas und Staubpartikeln ein Stern gebildet hat, heizt dieser die inneren Regionen der Wolke auf. Diese Bereiche erreichen dabei eine Temperatur, welche über dem Gefrierpunkt liegt.

Dies wiederum hat zur Folge, dass die zuvor entstandenen komplexen chemischen Verbindungen verdampfen und wieder in den gasförmigen Aggregatzustand übergehen. Die charakteristische Strahlung, welche dabei im Radiobereich ausgesandt wird, kann mit hochempfindlichen Radioteleskopen wie dem von der Europäischen Südsternwarte (ESO) betriebenen Verbundteleskop ALMA nachgewiesen werden.

Einem internationalen Astronomenteam, geleitet von dem Astronomen Jes Jørgensen vom Niels-Bohr-Institut der Universität Kopenhagen, gelang mit dem ALMA-Teleskop, so die Kurzform für das Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, jetzt erstmals der Nachweis von Zuckermolekülen, welche sich in der direkten Umgebung eines jungen, sonnenähnlichen Sterns befinden.

Die Astronomen entdeckten im Rahmen ihren Beobachtungen innerhalb einer Wolke aus Gas- und Staubmolekülen, welche einen jungen Doppelstern umgibt, Glycolaldehyd-Moleküle. Hierbei handelt es sich um eine einfache Form von Zucker. Glycolaldehyd konnte in der Vergangenheit zwar bereits mehrfach im interstellaren Raum nachgewiesen werden – dies ist jedoch das erste Mal, dass solche Moleküle vergleichsweise nahe bei einem sonnenähnlichen Stern gefunden wurden.

Laut den Analysen der Astronomen befinden sich die Zuckermoleküle in einer Entfernung zu dem beobachteten Stern, welche vergleichbar ist mit jener des Planeten Uranus von der Sonne. Die Entdeckung zeigt somit, dass einige der für Leben nötigen chemischen Verbindungen bereits zur Zeit der Planetenentstehung in dem betreffenden System vorhanden sind.

„In der Scheibe aus Gas und Staub, welche diesen neu entstandenen Stern umgibt, konnten wir Glycolaldehyd nachweisen. Hierbei handelt es sich um eine einfache Art von Zucker, welche sich gar nicht so sehr von dem Zucker unterscheidet, den wir auch unserem Kaffee zufügen“, so die Erklärung von Jes Jørgensen. „Dieses Molekül ist eine der bei der Entstehung von RNA benötigten Zutaten, und die wiederum ist – genau wie die mit ihr verwandte DNA – einer der Grundbausteine des Lebens.“

Die erfolgten Messungen wurden während der sogenannten „Science Verification Phase“ des ALMA-Teleskops getätigt, in welcher lediglich ein Teil des Verbundteleskops genutzt wird, um das ALMA-Teleskop anhand wissenschaftlicher Fragestellungen auf seine Funktions- und Leistungsfähigkeit zu testen.
Als entscheidend für die Gewinnung der neuen Ergebnisse stellte sich dabei die hohe Empfindlichkeit heraus, welche das ALMA-Teleskop selbst bei den niedrigsten Wellenlängen seines Messbereichs erreichen kann. Voraussetzungen für die Identifikation des Glycolaldehyd-Moleküls in den ALMA-Beobachtungen waren hochgenaue Messungen der von Glycolaldehyd ausgesandten charakteristischen Radiostrahlung in Laborexperimenten. Zusätzlich zu dem nachgewiesenen Glycolaldehyd enthält die den untersuchten Stern IRAS 16293-2422 umgebende Scheibe noch weitere komplexe organische Moleküle wie zum Beispiel Ethylenglycol, Ameisensäuremethylester und Ethanol.

„Besonders aufregend für uns ist an diesen Ergebnissen, was die ALMA-Beobachtungen über die Bewegungsrichtung der Zuckermoleküle aussagen. Die Moleküle fallen offenbar auf einen der beiden Sterne des Systems zu“, so Cécile Favre von der Universität Aarhus in Dänemark, eine der an den Forschungen beteiligten Wissenschaftlerinnen. „Die Zuckermoleküle befinden sich somit nicht nur am richtigen Ort, um auf einem Planeten zu landen – sie bewegen sich zudem auch in die richtige Richtung!“

„Die entscheidende Frage ist: Wie komplex können diese Moleküle werden, bevor sie letztendlich ein Bestandteil der [in diesem Sternsystem] neu entstandenen Planeten werden? Die Beantwortung dieser Frage verspricht Hinweise darauf, wie Leben auf anderen Planeten entstehen kann – und die Beobachtungen der ALMA-Teleskope werden eine wichtige Rolle dabei spielen, dieses Rätsel zu lösen”, so der abschließende Kommentar von Jes Jørgensen.
Der im Sternbild Schlangenträger (lat. Ophiuchus) gelegene Stern IRAS 16293-2422 präsentiert sich dabei als ein hervorragendes Studienobjekt. Mit einem Abstand von lediglich rund 400 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem und einer ähnlichen Masse wie unsere Sonne bietet er den Astronomen optimale Verhältnisse, um die Chemie, die Molekülhäufigkeiten und die Molekülverteilung in der Umgebung eines relativ jungen Sterns zu untersuchen. Mit der neuesten Generation von Radioteleskopen finden die Astronomen und Astrobiologen somit beste Voraussetzungen vor, um die Details der Gas- und Staubwolken zu studieren, aus denen sich Planetensysteme bilden.

Das für die Untersuchungen eingesetzte ALMA-Teleskop ist eine internationale astronomische Forschungseinrichtung, welche von verschiedenen Instituten aus Europa, Nordamerika und Ostasien in Zusammenarbeit mit der Republik Chile getragen wird. Bei der Entwicklung, dem Aufbau und dem Betrieb des Observatoriums ist die ESO zuständig für den europäischen Beitrag, das National Astronomical Observatory of Japan für den Beitrag Ostasiens und das National Radio Astronomy Observatory der USA für den nordamerikanischen Beitrag. Das Joint ALMA Observatory ist für die übergreifende Projektleitung – für den Aufbau, die Inbetriebnahme und den regulären Beobachtungsbetrieb – von ALMA zuständig.

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Fachartikel:

• Detection of the simplest sugar, glycolaldehyde, in a solar-type protostar with ALMA (engl.)

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

Die Balkenspiralgalaxie NGC 1187 wurde bereits am 9. Dezember 1784 von dem deutsch-britischen Astronomen Friedrich Wilhelm Herschel im Rahmen einer systematischen Himmelsdurchmusterung zum Auffinden von nebligen Himmelsobjekten entdeckt. Sie befindet sich in einer Entfernung von etwa 58 Millionen Lichtjahren zur Erde im Sternbild Eridanus. Die Galaxie verfügt über eine Winkelausdehnung von etwa 5,5 x 4,1 Bogenminuten und erscheint dem irdischen Betrachter in einer scheinbaren Helligkeit von 10,6 mag.

Die hier gezeigte, bereits am 1. August 2012 von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichte Aufnahme von NGC 1187 ist die detaillierteste Aufnahme, welche bisher von dieser Galaxie angefertigt wurde. Die Rohdaten für dieses Bild wurden mit dem FORS1-Instrument am Very Large Telescope (VLT) der ESO am Paranal-Observatorium in Chile gewonnen. Das VLT blickte dabei fast genau senkrecht auf das Zentrum von NGC 1187, wodurch die Spiralstruktur dieser Galaxie besonders gut zur Geltung kommt. Auf der Aufnahme sind mehrere größere Spiralarme deutlich erkennbar. Jeder dieser Spiralarme enthält große Mengen an Gas und Staub. Bei den auf dem Bild sichtbaren „bläulichen Knoten“ handelt es sich um Regionen innerhalb der Spiralarme, in denen sich diese Wolken aus interstellarem Gas und Staub aufgrund gravitativer Einflüsse verdichtet haben. Dieser Prozess gipfelt in der Entstehung neuer Sterne.

Der Zentralbereich der Galaxie erscheint dagegen auf der Aufnahme eher gelblich. Dies ist ein Hinweis darauf, dass sich hier hauptsächlich ältere Sterne befinden. Aber auch im Zentrum von NGC 1187 laufen Prozesse ab, welche zur Entwicklung neuer Sterne führen. Ein Hinweis darauf ist ein zentraler „Balken“ (daher die Bezeichnung Balkenspiralgalaxie) innerhalb von NGC 1187, welcher bei dieser Galaxie allerdings nur sehr schwach ausgeprägt ist. Derartige Balkenstrukturen, so die Annahme der Astronomen, entstehen dadurch, dass große Mengen an Gas und Staub aus den Spiralarmen in den Zentralbereich strömen, was dort anschließend zu einer erhöhten Sternentstehungsrate führt.

Auf der VLT-Aufnahme sind zudem auch verschiedene lichtschwächere und noch weiter entfernte Galaxien erkennbar. Einige dieser Galaxien leuchten sogar durch die Scheibe von NGC 1187 hindurch. Ihr rötliches Leuchten steht in einem interessanten farblichen Kontrast zum bläulich-weißen Leuchten der viel näher gelegenen Vordergrundgalaxie.

Die Galaxie NGC 1187 erscheint dem Betrachter auf den ersten Blick vielleicht als ein beschaulicher und unveränderlicher Ort im Universum. Seit dem Herbst 1982 wurden dort allerdings zwei Supernovaexplosionen beobachtet. Bei einer Supernova handelt es sich um eine gewaltige Explosion, welche das Ende der Existenz entweder eines sehr massereichen Sterns oder aber eines sogenannten „Weißen Zwergsterns“ in einem Doppelsternsystem markiert.

Der erste Typ einer Supernovaexplosion besiegelt dabei das Ende eines Sterns mit mehr als rund acht Sonnenmassen. Sobald ein solcher Stern im Laufe der Zeit seinen Vorrat an nuklearem Brennstoff erschöpft hat, kann er dem gravitativen Kollaps nichts mehr entgegensetzen. Eine gewaltige Explosion ist die Folge. Ein anderer Typ einer Supernovaexplosion tritt in Doppelsternsystemen auf, in denen ein Weißer Zwergstern Materie von seinem massereicheren Begleiter abzieht. Sobald der Weiße Zwerg eine bestimmte Menge an zusätzlichem Material angesammelt hat, endet auch er als Supernova.

Supernovaexplosionen gehören zu den energiereichsten Ereignissen im Universum, welche den Astrophysikern bisher bekannt sind. Sie können innerhalb weniger Stunden so hell werden, dass sie für kurze Zeit sogar eine ganze Galaxie überstrahlen. Anschließend verblassen sie über einen Zeitraum von Wochen und Monaten wieder. Während der kurzen Zeit, in der sie leuchten, können sie allerdings so viel Energie abstrahlen wie unsere Sonne während ihrer gesamten Lebenszeit.

Die erste Supernova in NGC 1187 wurde bereits im Oktober 1982 am La Silla-Observatorium der ESO entdeckt und erhielt von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) die Bezeichnung SN 1982R. Im Jahr 2007 entdeckte der Amateurastronom Berto Monard von Südafrika aus eine weitere Supernova in dieser Galaxie: SN 2007Y. Ein internationales Astronomenteam hat diese Supernova anschließend mit verschiedenen Teleskopen über einen Zeitraum von etwa einem Jahr untersucht. Das jetzt von der ESO veröffentlichte Bild der Galaxie NGC 1187 stammt aus dieser Beobachtungskampagne. Obwohl der Zeitpunkt ihrer größten Helligkeit zum Aufnahmezeitpunkt bereits überschritten war, ist die Supernova SN 2007Y am unteren Bildrand nach wie vor deutlich zu erkennen.

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Fachartikel zur Supernova SN 2007Y von Stritzinger et al.:

• The HE-rich Core-Collapse Supernova 2007Y… (engl.)

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