Quelle: Universität Stuttgart 30. Juli 2023.

30. Juli 2024 – Junge Sterne, sogenannte Protosterne, wachsen, indem Materieklumpen aus ihrer Umgebung auf sie herabfallen. Dieser Prozess läuft allerdings nicht gleichmäßig, sondern in Schüben ab. Während eines solchen Wachstumsschubs leuchten die Protosterne hell auf – sie erleben einen Strahlungsausbruch. Massearme Sterne, die ein ähnliches Gewicht wie unsere Sonne haben, konnten Forschende bereits mehrere hundert Male während ihrer Wachstumsphasen beobachten. Massereiche Sterne (schwerer als 8 Sonnenmassen) sind viel seltener und existieren nur für einen vergleichsweise kurzen Zeitraum. Deshalb konnten Astronomen und Astronominnen erst 2016 den erste Strahlungsausbruch eines massereichen Sterns beobachten. Insgesamt sind bis heute nur eine Hand voll Ausbrüche solcher Schwergewichte bekannt. Ein Team um Verena Wolf von der Thüringer Landessternwarte (TLS) konnte nun den sechsten, bislang stärksten Wachstumsschub eines solchen massereichen jungen Sterns nachweisen. Ferninfrarotdaten von SOFIA, dem Stratosphären Observatorium für Infrarot Astronomie, haben dabei eine genauere Abschätzung der gesamten Energie ermöglicht, die der damit verbundene Strahlungsausbruch freigesetzt hat. Die Ergebnisse zu dieser Untersuchung sind am 30. Juli in der Fachzeitschrift Astronomy & Astrophysics erschienen.
SOFIA wurde von den deutschen und amerikanischen Weltraumbehörden (DLR und NASA) betrieben und das Deutsche SOFIA Institut (DSI) der Universität Stuttgart koordiniert auf deutscher Seite die Aktivitäten von SOFIA.

Infrarot-Aufnahmen bestätigen den Wachstumsschub
Im Jahr 2019 deuteten Radiodaten auf eine ansteigende Mikrowellenstrahlung in der Sternentstehungsregion G323.46-0.08 (kurz G323) an, die sich am Südhimmel im Sternbild Circinus (Zirkel) befindet. Zusammen mit ihrem Kollegen Bringfried Stecklum, ebenfalls von der TLS, machte sich Verena Wolf auf die Suche nach der Ursache für diese erhöhte Mikrowellenstrahlung. War ein Wachstumsschub tatsächlich der Grund? Sternentstehung läuft sehr versteckt im Inneren kalter staubiger Molekülwolken ab, welche sichtbares Licht absorbieren und erst bei längeren Wellenlängen transparent werden. Im Archiv des VISTA-Teleskops (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy) der Europäischen Südsternwarte (ESO) wurden die Forschenden fündig. Zahlreiche Nahinfrarotaufnahmen der Sternentstehungsregion G323 zu verschiedenen Zeitpunkten ermöglichten es, eine Lichtkurve zu erstellen. „Mit den VISTA-Bildern konnten wir den Akkretionsausbruch zweifelsfrei bestätigen“, sagt Bringfried Stecklum. „Er dauerte rund acht Jahre – von 2012 bis 2020.“

SOFIA–Daten bestätigen Modell
Zusätzlich analysierten die Forschenden mit Hilfe von zeitabhängigen Modellen erstmals, wie sich die Wärmestrahlung des Staubs in der Umgebung des jungen Sterns während seines Wachstumsschubs ändert. Die Simulation sagte vorher, dass das Nachglühen des Ausbruchs im fernen infraroten Wellenlängenbereich noch im Jahr 2022 messbar sein sollten, obwohl der Ausbruch bereits 2020 endete. Ferninfrarotbeobachtungen von G323 mit dem HAWC+-Instrument an Bord von SOFIA bei Wellenlängen von 53, 62, 89, 154 und 214 μm zeigten tatsächlich eine leichte Erhöhung der Helligkeit und bestätigten diese Vorhersage.

Siebenfache Jupitermasse
Mit Hilfe der Computersimulation gelang es dem Team um Wolf den Verlauf des Strahlungsausbruchs zu modellieren und zum ersten Mal das Wechselspiel zwischen der Staubverteilung um den jungen Stern und der Stärke des Ausbruchs genau zu untersuchen:

Wie stark verändert sich die Leuchtkraft während des Ausbruchs? Wie lange genau dauert der Ausbruch? Wie viel Energie wird freigesetzt? Wie viel Masse ist auf den Protostern gefallen? Die Kombination aus den VISTA- und SOFIA-Daten mit den Modellen brachte den Durchbruch: „So konnten wir zuverlässig die Energie ermitteln, die G323 während des Wachstumsschubs freigesetzt hat und daraus die eingefallene Masse abschätzen“, erläutert Wolf. „Vermutlich ist ein riesiger Klumpen mit etwa der siebenfachen Jupitermasse auf den Stern gefallen. In den acht Jahren des Strahlungsausbruchs hat der Stern so viel Energie freigesetzt, wie die Sonne in 740.000 Jahren abstrahlt.“

Originalveröffentlichung:
The accretion burst of the massive young stellar object G323.46−0.08, A&A 30. Juli, 2024
https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2024/08/aa49891-24/aa49891-24.html
pdf: https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2024/08/aa49891-24.pdf

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• Sternentwicklung

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Quelle: ISTA 10. Juli 2024.

10. Juli 2024 – Wie jeden Tag herrscht am Campus des Institute of Science and Technology Austria (ISTA) rege Betriebsamkeit. Zwischen Experimenten und Simulationen treffen sich die Forscher:innen und diskutieren. Die tickende Uhr erinnert stets daran, dass die nächste Entdeckung vielleicht schon um die Ecke lauert. Doch dies ist kein gewöhnlicher Tag. Kurz zuvor hatte die NASA bekannt gegeben, dass ein neues Weltraumteleskop namens UVEX (UltraViolet EXplorer) für den Start im Jahr 2030 ausgewählt wurde. UVEX, eine große internationale Zusammenarbeit unter der Leitung von Caltech-Forscher:innen, wird das ultraviolette (UV) Licht im gesamten Himmel vermessen. Assistenzprofessorin Ylva Götberg, eine der ersten Astrophysiker:innen am ISTA, war von Anfang an beteiligt an der Entwicklung des wissenschaftlichen Konzepts für das neue Teleskop. Sie kann ihre Begeisterung kaum verbergen: „Unser Projekt stand ein Jahr lang mit einem anderen Weltraumteleskop-Projekt im Wettbewerb, während die NASA beide Projekte evaluierte. Wir freuen uns sehr, dass UVEX ausgewählt wurde.“ UVEX wird eine seit langem bestehende wissenschaftliche Lücke in der Ultraviolett-Astronomie schließen.

Heiße Sterne, Galaxien und vergangene UV-Missionen
„Der ultraviolette Wellenlängenbereich ist der Spektralbereich für die Stellarastronomie“, sagt Götberg, eine Spezialistin für Doppelsterne. Kurz vor ihrer Geburt oder ihrem Tod erreichen Sterne extreme Temperaturen – etwa das 20-fache der Sonne – und erlangen mit ihren energiereichen UV-Strahlungsemissionen neue Spitzenwerte. Daher sind UV-Messungen von entscheidender Bedeutung für die Untersuchung der Temperatur, der Zusammensetzung und der Entwicklung der heißen Sterne. „Seit etwa 20 Jahren fehlen uns jedoch umfangreiche UV-Daten“, so Götberg. „Es ist, als ob wir auf einem Auge blind sind, wenn wir durch das Weltall blicken.“ Die Gründe für diese wissenschaftliche ‚Einäugigkeit‘ sind komplex.

Zum Glück für das Leben auf der Erde filtert unsere Atmosphäre das meiste UV-Licht aus dem All heraus. Dies bedeutet aber auch, dass UV-Messungen in der Astronomie vom Weltraum aus durchgeführt werden müssen. Zu den jüngsten bedeutenden Weltraumteleskopen, die UV-Wellenlängen gemessen haben, gehören das Hubble-Weltraumteleskop, eines der Flaggschiff-Teleskope der NASA und der ESA, das seit 1990 in Betrieb ist, und der Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE). FUSE war zwischen 1999 und 2007 in Betrieb und ergänzte die Messungen von Hubble im Bereich des nahen UV durch seine eigenen Daten im fernen UV. Ein weiteres wichtiges UV-Teleskop war der International Ultraviolet Explorer (IUE), der zwischen 1978 und 1996 in Betrieb war. Das inzwischen 34 Jahre alte Hubble hatte jedoch zunehmend technische Schwierigkeiten, seine Ziele anzuvisieren. Daher kündigte die NASA im Juni dieses Jahres an, den Betriebsmodus von Hubble zu ändern, um sicherzustellen, dass es bis in die 2030er Jahre hinein den Himmel untersuchen kann. Andererseits wurden die neuen Großteleskope – wie das James-Webb-Weltraumteleskop, das Euclid der ESA und das Nancy-Grace-Roman-Weltraumteleskop der NASA, dessen Start für 2027 geplant ist – dem Infrarotbereich statt der Ultraviolett-Astronomie gewidmet. Daher erkannte die NASA, dass die Zeit reif ist für eine neue, umfassende UV-Mission wie UVEX, und beschloss, diese wissenschaftliche ‚Einäugigkeit‘ zu beheben.

Eine UV-Karte des gesamten Himmels als Gemeinschaftsressource
Seit dem Start von Hubble vor mehr als 30 Jahren hat es im Bereich der Optik große technologische Fortschritte gegeben. Außerdem kann Hubble aufgrund seiner begrenzten Fähigkeiten im fernen UV-Bereich und seiner langen Belichtungszeiten schwache UV-Quellen nicht erkennen. „UVEX wird sowohl im nahen als auch im fernen UV-Bereich messen und viel mehr Licht durchlassen als Hubble. So können wir mit UVEX, in der gleichen Belichtungszeit, Objekte, die viel schwächere UV-Signale ausgeben, beobachten“, sagt Götberg. In der Astrophysik gilt: Je schwächer die von einem Teleskop erfassten Objekte sind, desto umfassender ist der Datensatz (Englisch, deep dataset). Zu Beginn seiner Mission wird UVEX den gesamten Nachthimmel anhand der schwächsten UV-emittierenden Objekte kartieren. Auf diese Weise wird ein umfassender, homogener, Datensatz (deep dataset) im UV-Bereich erstellt. Nach seiner Fertigstellung wird dieser Datensatz als Gemeinschaftsressource dienen, die den Astronom:innen für künftige Forschungen zur Verfügung steht. „Das ‚deep mapping‘ [Tiefenkartierung] im UV-Bereich ist besonders für heiße Sterne wichtig, da sie nicht immer die hellsten sind“, fügt Götberg hinzu. Am wichtigsten für die Arbeit ihrer Gruppe am ISTA ist, dass UVEX in der Lage sein wird, den gesamten Massenbereich von Heliumsternen zu kartieren. Heliumsterne sind heiße und kompakte Sterne, die von einem Begleitstern ihrer Wasserstoffhülle beraubt wurden.

Entschlüsseln der Geheimnisse von Sternexplosionen
UVEX kann nicht nur die schwächsten heißen Sterne kartieren, sondern auch Sternwinde näher beobachten, und die Entwicklung massereicher Sterne und Sternexplosionen untersuchen. Dies ist besonders interessant, da Sterne in ihren Kernen Fabriken von chemischen Elementen sind. Während die Sternwinde zu einem Massenverlust führen und die Entwicklung des Sterns beeinflussen, wird das endgültige Schicksal des Sterns durch seinen Tod in einer großen Explosion besiegelt. Wenn ein Stern explodiert, verliert er viel Masse, während er die Umgebung mit neuen Elementen ‚anreichert‘. Diese Elemente – wie z. B. Sauerstoff – sind letztlich für das Leben, wie wir es kennen, unerlässlich. Astrophysiker:innen sind sich zum Beispiel einig, dass unsere Sonne ein Stern der dritten Generation ist, der Material enthält, das aus früheren Sternexplosionen stammt. Mit UVEX werden Götberg und andere Astrophysiker:innen neue Erkenntnisse über den Massenverlust in großem Maßstab gewinnen, indem sie die Eigenschaften von Sternexplosionen im gesamten Universum untersuchen. „Ich freue mich besonders auf dieses Teleskop, weil es uns ermöglichen wird, neue Beobachtungstechniken zu entwickeln und neue Strategien zu entwerfen, um theoretische Vorhersagen zu überprüfen“, sagt Götberg.

Erforschung der Entwicklung massereicher Sterne am ISTA
Götberg untersucht die Entwicklung von Doppelsternen in zwei gut untersuchten Galaxien in der Nachbarschaft der Milchstraße. Generell betrachten Astrophysiker:innen Doppelsterne in zwei Phasen ihrer Entwicklung: vor und nach dem Massentransfer. Während die Eigenschaften der Sterne vor der Wechselwirkung mit den derzeit verfügbaren Technologien leicht vorhersagbar sind, wird UVEX es Götberg ermöglichen, präzise Beobachtungen vor und nach dem Massentransfer zu vergleichen. „UVEX öffnet ein Fenster für den Blick auf die Entwicklung massereicher Sterne, das rund 20 Jahre lang verschlossen war“, sagt sie. Der würdige Nachfolger von IUE und FUSE wird im Jahr 2030 den Weltraum erobern und ISTA sowie den Fingerabdruck seiner Astronom:innen für viele Jahre in die Umlaufbahn bringen. „Es sind aufregende Zeiten für das junge Feld der Astronomie am ISTA“, schließt Götberg.

Originalpublikation:
Kulkarni S.R. et al., Science with the Ultraviolet Explorer (UVEX). arXiv:2111.15608v3 [astro-ph.GA] DOI: doi.org/10.48550/arXiv.2111.15608
https://arxiv.org/abs/2111.15608
pdf: https://arxiv.org/pdf/2111.15608

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• UVEX (UltraViolet EXplorer)

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Quelle: ESON 11. April 2024.

11. April 2024 – Sternpaare sind sich normalerweise sehr ähnlich, wie Zwillinge. Doch bei HD 148937 scheint ein Stern jünger und im Gegensatz zum anderen magnetisch zu sein. Neue Daten der Europäischen Südsternwarte (ESO) deuten darauf hin, dass das System ursprünglich aus drei Sternen bestand, bis zwei von ihnen zusammenstießen und verschmolzen. Durch dieses einschneidende Ereignis entstand die umgebende Wolke und veränderte das Schicksal des Systems für immer.

„Beim Recherchieren der Hintergründe fiel mir auf, wie besonders dieses System zu sein schien“, sagt Abigail Frost. Sie ist Astronomin bei der ESO in Chile und Hauptautorin der heute in Science veröffentlichten Studie. Das System, HD 148937, befindet sich etwa 3800 Lichtjahre von der Erde entfernt in Richtung des Sternbilds Norma. Es besteht aus zwei Sternen, die viel massereicher sind als die Sonne und von einem wunderschönen Nebel, einer Wolke aus Gas und Staub, umgeben sind. „Ein Nebel, der zwei massereiche Sterne umgibt, ist eine Seltenheit, und wir hatten wirklich das Gefühl, dass in diesem System etwas Außergewöhnliches passiert sein muss. Als wir uns die Daten ansahen, wurde die Verblüffung nur noch größer.“

„Nach einer detaillierten Analyse konnten wir feststellen, dass der massereichere Stern viel jünger zu sein scheint als sein Begleiter, was keinen Sinn ergibt, da sie zur gleichen Zeit entstanden sein müssten!“, sagt Frost. Der Altersunterschied – der eine Stern scheint mindestens 1,5 Millionen Jahre jünger zu sein als der andere – deutet darauf hin, dass etwas den massereicheren Stern verjüngt haben muss.

Ein weiteres Teil des Puzzles ist der Nebel, der die Sterne umgibt, bekannt als NGC 6164/6165. Er ist 7500 Jahre alt, also Hunderte Male jünger als die beiden Sterne. Der Nebel weist auch sehr hohe Mengen an Stickstoff, Kohlenstoff und Sauerstoff auf. Dies verwundert, da diese Elemente normalerweise tief im Inneren eines Sterns und nicht außerhalb erwartet werden; es scheint, als ob ein gewaltsames Ereignis sie freigesetzt hätte.

Um das Geheimnis zu lüften, sammelte das Team Daten aus neun Jahren mit den Instrumenten PIONIER und GRAVITY, die beide am Very Large Telescope Interferometer (VLTI) der ESO in der chilenischen Atacamawüste installiert sind. Sie verwendeten außerdem Archivdaten des FEROS-Instruments am La Silla-Observatorium der ESO.

„Wir gehen davon aus, dass dieses System ursprünglich aus mindestens drei Sternen bestand, von denen zwei zu einem bestimmten Zeitpunkt ihrer Umrundung sehr nahe beieinander lagen, während ein anderer Stern viel weiter entfernt war“, erklärt Hugues Sana, Professor an der KU Leuven in Belgien und Hauptverantwortlicher für die Beobachtungen. „Die beiden inneren Sterne verschmolzen auf gewaltsame Weise, wodurch ein magnetischer Stern entstand. Dabei wurde einiges an Material herausgeschleudert, das den Nebel entstehen ließ. Der weiter entfernte Stern bildete eine neue Umlaufbahn mit dem neu verschmolzenen, nun magnetischen Stern, wobei der Doppelstern entstand, den wir heute im Zentrum des Nebels sehen.“

„Das Fusionsszenario hatte ich bereits 2017 im Kopf, als ich Nebelbeobachtungen mit dem Herschel-Weltraumteleskop der Europäischen Weltraumorganisation untersuchte“, fügt Mitautor Laurent Mahy hinzu, derzeit leitender Forscher am Königlichen Observatorium von Belgien. „Die Entdeckung einer Altersdiskrepanz zwischen den Sternen deutet darauf hin, dass dieses Szenario das plausibelste ist, und nur die neuen ESO-Daten konnten es bestätigen.“

Dieses Szenario erklärt auch, warum einer der Sterne in diesem System magnetisch ist und der andere nicht – eine weitere Besonderheit von HD 148937, die in den VLTI-Daten entdeckt wurde.

Gleichzeitig hilft es, ein langjähriges Rätsel der Astronomie zu lösen: nämlich wie massereiche Sterne ihre Magnetfelder erhalten. Während Magnetfelder bei massearmen Sternen wie unserer Sonne üblich sind, können massereichere Sterne Magnetfelder nicht auf die gleiche Weise aufrechterhalten. Dennoch sind einige massereiche Sterne tatsächlich magnetisch.

Astronominnen und Astronomen hatten schon seit einiger Zeit vermutet, dass massereiche Sterne bei der Verschmelzung zweier Sterne Magnetfelder entwickeln können. Jetzt haben die Forscher zum ersten Mal direkte Beweise für diesen Vorgang gefunden. Im Falle von HD 148937 muss die Verschmelzung erst in jüngster Vergangenheit stattgefunden haben. „Man nimmt an, dass der Magnetismus in massereichen Sternen im Vergleich zur Lebensdauer des Sterns nicht sehr lange anhält. Es scheint also, dass wir dieses seltene Ereignis sehr kurz nach seiner Entstehung beobachtet haben“, fügt Frost hinzu.

Das Extremely Large Telescope (ELT) der ESO, das derzeit in der chilenischen Atacamawüste gebaut wird, wird es den Forschern ermöglichen, die Vorgänge in diesem System genauer zu untersuchen und vielleicht noch mehr Überraschungen zu entdecken.

Weitere Informationen
Diese Forschungsergebnisse wurden in einem Artikel mit dem Titel „A magnetic massive star has experienced a stellar merger“ (Ein magnetischer massereicher Stern hat eine Sternverschmelzung erlebt) vorgestellt, der in Science (doi/10.1126/science.adg7700) erscheint.

Das Projekt wurde vom Europäischen Forschungsrat (ERC) im Rahmen des Forschungs- und Innovationsprogramms Horizon 2020 der Europäischen Union gefördert (Fördervereinbarung Nr. 772225: MULTIPLES; PI: Hugues Sana).

Das Team besteht aus A. J. Frost (Europäische Südsternwarte, Santiago, Chile [ESO Chile] und Institut für Astronomie, KU Leuven, Belgien [KU Leuven]), H. Sana (KU Leuven), L. Mahy (Königliches Observatorium von Belgien, Belgien und KU Leuven), G. Wade (Abteilung für Physik und Weltraumwissenschaften, Royal Military College of Canada, Kanada [RMC Space Science]), J. Barron (Abteilung für Physik, Ingenieurwesen und Astronomie, Queen’s University, Kanada und RMC Space Science), J.- B. Le Bouquin (Université Grenoble Alpes, Nationales Zentrum für wissenschaftliche Forschung, Institut für Planetologie und Astrophysik in Grenoble, Frankreich), A. Mérand (Europäische Südsternwarte, Garching, Deutschland [ESO]), F. R. N. Schneider (Heidelberger Institut für Theoretische Studien, Deutschland und Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Deutschland), T. Shenar (The School of Physics and Astronomy, Tel Aviv University, Israel und KU Leuven), R. H. Barbá (Departamento de Física y Astronomía, Universidad de La Serena, Chile), D. M. Bowman (School of Mathematics, Statistics and Physics, Newcastle University, Großbritannien und KU Leuven), M. Fabry (KU Leuven), A. Farhang (School of Astronomy, Institut für Forschung in Grundlagenwissenschaften, Iran), P. Marchant (KU Leuven), N. I. Morrell (Las Campanas Observatory, Carnegie Observatories, Chile) und J. V. Smoker (ESO Chile und UK Astronomy Technology Centre, Königliches Observatorium, Großbritannien).

Über die ESO
Die Europäische Südsternwarte (ESO) befähigt Wissenschaftler*innen weltweit, die Geheimnisse des Universums zum Nutzen aller zu entdecken. Wir entwerfen, bauen und betreiben Observatorien von Weltrang, die Astronominnen und Astronomen nutzen, um spannende Fragen zu beantworten und die Faszination der Astronomie zu wecken, und wir fördern die internationale Zusammenarbeit in der Astronomie.

Die ESO wurde 1962 als zwischenstaatliche Organisation gegründet und wird heute von 16 Mitgliedstaaten (Belgien, Dänemark, Deutschland, Frankreich, Finnland, Irland, Italien, den Niederlanden, Österreich, Polen, Portugal, Schweden, der Schweiz, Spanien, der Tschechischen Republik und dem Vereinigten Königreich) sowie dem Gastland Chile und Australien als strategischem Partner unterstützt.

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

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

Forschungsartikel (Vorabdruck)
https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso2407/eso2407a.pdf

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• ESO

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Quelle: Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg (FAU) 25. März 2024.

25. März 2024 – Neutronensterne, Supernovaüberreste und schwarze Löcher: Sie alle senden Röntgenstrahlen aus, die Physikerinnen und Physikern dabei helfen, Rückschlüsse auf die Entwicklung des Universums zu ziehen. Bisher haben sie sich dafür auf Objekte in der Milchstraße und ihren nächsten Satellitengalaxien fokussiert, die näher und damit heller sind als andere. Nun haben Forschende des Astronomischen Instituts des Erlangen Centre for Astroparticle Physics (ECAP) der Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg (FAU) ein neues Ziel: Sie werden weiter entfernte und damit auch leuchtschwächere Quellen in ihre Analysen miteinbeziehen. So möchten sie herausfinden, wie einzelne Galaxien entstanden sind und wie sie sich weiterentwickeln werden. In dieser zweiten Förderperiode wird die Forschungsgruppe nun von der Deutschen Forschungsgemeinschaft (DFG) über drei Jahre erneut gefördert.

Schon seit 2021 untersucht die Forschungsgruppe „eROSITA-Studien zu Endstadien der Sterne“ (eRO-STEP) astrophysikalische Quellen im All, die Röntgenstrahlung aussenden. Dazu gehören beispielsweise kompakte Objekte, das heißt weiße Zwerge, Neutronensterne und schwarze Löcher, oder Gas zwischen den Sternen, das entsteht, wenn Sterne sterben. „Dieses Gas kann unterschiedliche Phasen haben, zum Beispiel kalte und heiße Phasen. Die heißen Phasen sind dabei so heiß, dass sie nicht optisch strahlen, sondern Röntgenstrahlung aussenden“, erklärt Prof. Dr. Manami Sasaki, Sprecherin der Forschungsgruppe an der FAU. Mithilfe des Röntgenteleskops „eROSITA“ hat die FAU als eines der Kerninstitute des deutschen eROSITA-Konsortiums von 2019 bis 2022 den gesamten Himmel nach solchen Quellen durchforstet und festgehalten, an welchen Stellen Röntgenstrahlung auftritt. „Wenn wir Röntgenstrahlung im All durch das Teleskop beobachten, können wir die Strahlung bei höheren Energien untersuchen“, sagt Prof. Sasaki. „Daraus können wir Rückschlüsse ziehen, wie sich einzelne Objekte verhalten haben und es in Zukunft werden.“

In den vergangenen Jahren haben sich Prof. Sasaki und ihr Team auf nähere und damit hellere Quellen und Quellpopulationen in der Milchstraße und den Magellanschen Wolken fokussiert, das sind die größten Satellitengalaxien der Milchstraße. Dabei haben sie beispielsweise bis dahin unbekannte Supernovaüberreste entdeckt – ein Hinweis dafür, dass Sterne aus den Magellanschen Wolken herausgeschleudert oder zwischen ihr und der Milchstraße herausgerissen wurden. Neben neuen Daten haben die Forschenden eROSITA auf technische Unsicherheiten untersucht und neue Analyseroutinen entwickelt. In der neuen Förderperiode werden die Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler weiter entfernte und damit leuchtschwächere Quellen untersuchen und eine Studie der gesamten Milchstraße anfertigen. Das Ziel: Herausfinden, wie einzelne Galaxien wie die Milchstraße und die Magellanschen Wolken entstanden sind und wie sie sich in Zukunft entwickeln könnten. Langfristig will die Forschungsgruppe ein tieferes Verständnis der kompakten Objekte, den großen interstellaren Strukturen, der interstellaren Stoßwellen und der Teilchenbeschleunigung gewinnen.

An der Forschungsgruppe 2990 eRO-STEP sind neben der FAU die Eberhard-Karls-Universität Tübingen, die Universität Hamburg, das Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam und das Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik beteiligt.

Zur Forschungsgruppe:
https://www.ero-step.de/

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• Röntgenteleskope ART-XC und eRosita auf Spektr-RG (SRG)

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Quelle: ESON 26. Februar 2024.

26. Februar 2024 – „Wir wissen, dass sich einige Weiße Zwerge – die langsam auskühlenden, glühenden Reste von Sternen wie unsere Sonne – Teile ihrer Planetensysteme einverleiben. Jetzt haben wir entdeckt, dass das Magnetfeld des Sterns bei diesem Prozess eine Schlüsselrolle spielt. Das Ergebnis ist eine Art Narbe auf der Oberfläche des Weißen Zwerges“, sagt Stefano Bagnulo, Astronom am Armagh Observatory and Planetarium in Nordirland, Vereinigtes Königreich, und Hauptautor der Studie.

Bei der vom Team beobachteten Narbe handelt es sich um eine Anhäufung von Metallen auf der Oberfläche des Weißen Zwerges WD 0816-310, dem erdgroßen Überrest eines Sterns, der unserer Sonne ähnelte, aber etwas größer war als sie. „Wir haben festgestellt, dass diese Metalle von einem Planetenfragment stammen, das so groß ist wie oder möglicherweise größer als Vesta. Vesta hat einen Durchmesser von etwa 500 Kilometern und ist der zweitgrößte Asteroid im Sonnensystem“, sagt Jay Farihi, Professor am University College London, Großbritannien, und Mitautor der Studie.

Die Beobachtungen lieferten auch Hinweise darauf, woher der Stern seine Metallnarbe hat. Das Team stellte fest, dass sich die Stärke des metallischen Abdrucks mit der Rotation des Sterns veränderte. Dies deutet darauf hin, dass sich die Metalle auf einen bestimmten Bereich auf der Oberfläche des Weißen Zwerges konzentrieren und nicht gleichmäßig über ihn verteilt sind. Sie fanden auch heraus, dass diese Veränderungen mit den Schwankungen des Magnetfelds des Weißen Zwerges einhergingen, was darauf hindeutet, dass sich diese Metallnarbe an einem seiner Magnetpole befindet. Zusammengenommen deuten diese Hinweise darauf hin, dass das Magnetfeld Metalle auf den Stern schleuste, wodurch die Narbe entstand [1].

„Überraschenderweise war das Material nicht gleichmäßig über die Oberfläche des Sterns verteilt, wie es theoretisch vorhergesagt wurde. Stattdessen handelt es sich bei dieser Narbe um einen konzentrierten Fleck aus Planetenmaterial, der von demselben Magnetfeld festgehalten wird, das auch die einfallenden Fragmente abgelenkt hat“, sagt Mitautor John Landstreet, Professor an der University of Western Ontario, Kanada. Er ist auch am Armagh Observatorium and Planetarium tätig. „So etwas hat man noch nie gesehen.“

Um zu diesen Schlussfolgerungen zu gelangen, nutzte das Team den Alleskönner am VLT namens FORS2, mit dem sie die Metallnarbe nachweisen und mit dem Magnetfeld des Sterns in Verbindung bringen konnten. „Die ESO verfügt über die einzigartige Kombination von Fähigkeiten, die für die Beobachtung schwacher Objekte wie Weißer Zwerge und die empfindliche Messung stellarer Magnetfelder erforderlich sind“, sagt Bagnulo. In seiner Studie stützte sich das Team auch auf Archivdaten des X-shooter-Instruments des VLT, um seine Ergebnisse zu bestätigen.

Mithilfe solcher Beobachtungen können Astronominnen und Astronomen die Zusammensetzung der Masse von Exoplaneten, also Planeten, die andere Sterne außerhalb des Sonnensystems umkreisen, ermitteln. Diese einzigartige Studie zeigt auch, wie Planetensysteme dynamisch aktiv bleiben können, selbst nach ihrem „Tod“.

Endnoten
[1] In der Vergangenheit haben Astronominnen und Astronomen zahlreiche Weiße Zwerge beobachtet, die durch über die Oberfläche des Sterns verstreute Metalle verunreinigt waren. Es ist bekannt, dass diese von zerbrochenen Planeten oder Asteroiden stammen, die dem Stern zu nahe gekommen sind. Sie folgen Bahnen, die ähnlich wie die von Kometen in unserem Sonnensystem den Stern streifen. Bei WD 0816-310 ist das Team jedoch zuversichtlich, dass verdampftes Material ionisiert und durch das Magnetfeld des Weißen Zwerges auf die Magnetpole gelenkt wurde. Dieser Prozess ähnelt der Entstehung von Polarlichtern auf der Erde und auf dem Jupiter.

Weitere Informationen
Diese Forschungsarbeit wurde in einer Veröffentlichung mit dem Titel „Discovery of magnetically guided metal accretion onto a polluted white dwarf“ (Entdeckung der magnetisch gesteuerten Metallakkretion auf einem verunreinigten Weißen Zwerg) vorgestellt, die in The Astrophysical Journal Letters (doi:10.3847/2041-8213/ad2619) erscheint.

Das Team besteht aus Stefano Bagnulo (Armagh Observatory & Planetarium, Vereinigtes Königreich [Armagh]), Jay Farihi (Department of Physics and Astronomy, University College London, Vereinigtes Königreich), John D. Landstreet (Armagh; Department of Physics & Astronomy, Western University, Kanada) und Colin P. Folsom (Tartu Observatory, University of Tartu, Estland).

Über die ESO
Die Europäische Südsternwarte (ESO) befähigt Wissenschaftler*innen weltweit, die Geheimnisse des Universums zum Nutzen aller zu entdecken. Wir entwerfen, bauen und betreiben Observatorien von Weltrang, die Astronominnen und Astronomen nutzen, um spannende Fragen zu beantworten und die Faszination der Astronomie zu wecken, und wir fördern die internationale Zusammenarbeit in der Astronomie.

Die ESO wurde 1962 als zwischenstaatliche Organisation gegründet und wird heute von 16 Mitgliedstaaten (Belgien, Dänemark, Deutschland, Frankreich, Finnland, Irland, Italien, den Niederlanden, Österreich, Polen, Portugal, Schweden, der Schweiz, Spanien, der Tschechischen Republik und dem Vereinigten Königreich) sowie dem Gastland Chile und Australien als strategischem Partner unterstützt.

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

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

Forschungsartikel
pdf: https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso2403/eso2403a.pdf

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• Weisse Zwerge

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Quelle: ESON 10. Januar 2024.

10. Januar 2024 – Astronomen und Astronominnen haben in der Vergangenheit schon viele Hinweise auf diese Kette von Ereignissen gefunden, wie einen Neutronenstern im Krebsnebel, der Gaswolke, die bei der Explosion eines Sterns vor fast tausend Jahren zurückblieb. Aber sie hatten diesen Prozess noch nie in Echtzeit gesehen, was bedeutet, dass ein direkter Beweis für eine Supernova, die einen kompakten Überrest hinterlässt, schwer zu finden war. „In unserer Arbeit stellen wir eine solche direkte Verbindung her“, sagt Ping Chen, Forscher am Weizmann Institute of Science, Israel, und Hauptautor einer Studie, die heute in Nature veröffentlicht und auf der 243. Tagung der American Astronomical Society in New Orleans, USA, vorgestellt wurde.

Die Forschenden hatten im Mai 2022 Glück, als der südafrikanische Amateurastronom Berto Monard die Supernova SN 2022jli im Spiralarm der 75 Millionen Lichtjahre entfernten Galaxie NGC 157 entdeckte. Zwei verschiedene Teams untersuchten die Folgen dieser Explosion und stellten fest, dass sie ein einzigartiges Verhalten aufweisen.

Nach der Explosion nimmt die Helligkeit der meisten Supernovae mit der Zeit einfach ab; Astronomen sehen einen sanften, allmählichen Rückgang in der „Lichtkurve“ der Explosion. Das Verhalten von SN 2022jli ist jedoch sehr eigenartig: Während die Gesamthelligkeit abnimmt, geschieht dies nicht gleichmäßig, sondern schwankt etwa alle 12 Tage auf und ab. „In den Daten von SN 2022jli sehen wir eine sich wiederholende Abfolge von Aufhellung und Abschwächung“, sagt Thomas Moore, ein Doktorand an der Queen’s University Belfast in Nordirland, der eine Studie über die Supernova leitete, die Ende letzten Jahres im Astrophysical Journal veröffentlicht wurde. „Dies ist das erste Mal, dass wiederholte periodische Oszillationen über viele Zyklen hinweg in der Lichtkurve einer Supernova nachgewiesen wurden“, schreibt Moore in seiner Arbeit.

Sowohl das Team von Moore als auch das von Chen gehen davon aus, dass die Anwesenheit von mehr als einem Stern im System SN 2022jli dieses Verhalten erklären könnte. In der Tat ist es nicht ungewöhnlich, dass massereiche Sterne mit einem Begleitstern in einem sogenannten Doppelsternsystem kreisen, und der Stern, der SN 2022jli verursachte, war keine Ausnahme. Das Bemerkenswerte an diesem System ist jedoch, dass der Begleitstern den gewaltsamen Tod seines Partners überlebt zu haben scheint und die beiden Objekte, der kompakte Überrest und der Begleiter, wahrscheinlich weiterhin umeinander kreisten.

Die Forschungsdaten der Moore-Gruppe, zu denen auch Beobachtungen mit dem NTT der ESO in der chilenischen Atacama-Wüste gehörten, erlaubten es ihnen nicht, genau zu bestimmen, wie die Wechselwirkung zwischen den beiden Objekten die Höhen und Tiefen in der Lichtkurve verursachte. Aber die Chen-Gruppe konnte zusätzliche Beobachtungen sammeln. Sie fanden dieselben regelmäßigen Schwankungen in der sichtbaren Helligkeit des Systems, die das Moore-Team entdeckt hatte, und sie entdeckten auch periodische Bewegungen von Wasserstoffgas und Ausbrüche von Gammastrahlen im System. Ermöglicht wurden ihre Beobachtungen durch eine Reihe von Messinstrumenten am Boden und im Weltraum, darunter der X-Shooter am VLT der ESO, der sich ebenfalls in Chile befindet.

Die beiden Teams sind sich einig, dass sich die wasserstoffreiche Atmosphäre des Begleitsterns aufblähte, als er mit dem Material interagierte, das bei der Supernovaexplosion ausgestoßen wurde. Wenn dann das kompakte Objekt, das nach der Explosion zurückblieb, auf seiner Umlaufbahn durch die Atmosphäre des Begleitsterns raste, stahl es Wasserstoffgas und bildete eine heiße Materiescheibe um sich herum. Dieser periodische Materieentzug, die Akkretion, setzte viel Energie frei, die sich in den Beobachtungen als regelmäßige Helligkeitsveränderungen bemerkbar machte.

Obwohl die Teams kein Licht von dem kompakten Objekt selbst beobachten konnten, kamen sie zu dem Schluss, dass dieser Energieraub nur durch einen unsichtbaren Neutronenstern oder möglicherweise ein schwarzes Loch verursacht werden kann, das Materie aus der aufgeblähten Atmosphäre des Begleitsterns anzieht. „Unsere Forschung ist wie das Lösen eines Puzzles, indem wir alle möglichen Beweise zusammentragen“, sagt Chen. „All diese zusammengesetzten Teile führen zur Erkenntnis.“

Auch wenn sich die Anwesenheit eines schwarzen Lochs oder eines Neutronensterns bestätigt hat, gibt es noch viel über dieses rätselhafte System zu erfahren, darunter die genaue Beschaffenheit des kompakten Objekts oder welches Ende dieses Doppelsternsystem erwarten könnte. Teleskope der nächsten Generation wie das Extremely Large Telescope der ESO, das noch in diesem Jahrzehnt in Betrieb genommen werden soll, werden dabei helfen und den Astronomen ermöglichen, noch nie dagewesene Details dieses einzigartigen Systems zu enthüllen.

Weitere Informationen
Diese Forschungsarbeit wurde in zwei Veröffentlichungen vorgestellt. Das Team unter der Leitung von P. Chen veröffentlichte einen Artikel mit dem Titel “A 12.4 day periodicity in a close binary system after a supernova” in Nature (doi: 10.1038/s41586-023-06787-x).

Das Team besteht aus P. Chen (Department of Particle Physics and Astrophysics, Weizmann Institute of Science, Israel [Weizmann Institute]), A. Gal-Yam (Weizmann Institute), J. Sollerman (The Oskar Klein Centre, Department of Astronomy, Stockholm University, Sweden [OKC DoA]), S. Schulze (The Oskar Klein Centre, Department of Physics, Stockholm University, Sweden [OKC DoP]), R. S. Post (Post Observatory, Lexington, USA), C. Liu (Fachbereich Physik und Astronomie, Northwestern University, USA [Northwestern]; Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics, Northwestern University, USA [CIERA]), E. O. Ofek (Weizmann Institut), K. K. Das (Cahill Center for Astrophysics, California Institute of Technology, USA [Cahill Center]), C. Fremling (Caltech Optical Observatories, California Institute of Technology, USA [COO]; Division of Physics, Mathematics and Astronomy, California Institute of Technology, USA [PMA]), A. Horesh (Racah Institute of Physics, The Hebrew University of Jerusalem, Israel), B. Katz (Weizmann Institut), D. Kushnir (Weizmann Institut), M. M. Kasliwal (Cahill Center), S. R. Kulkarni (Cahill Center), D. Liu (South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University, China [Yunnan]), X. Liu (Yunnan), A. A. Miller (Northwestern; CIERA), K. Rose (Sydney Institute for Astronomy, School of Physics, The University of Sydney, Australien), E. Waxman (Weizmann Institut), S. Yang (OKC DoA; Henan Academy of Sciences, China), Y. Yao (Cahill Center), B. Zackay (Weizmann Institut), E. C. Bellm (DIRAC Institute, Department of Astronomy, University of Washington, USA), R. Dekany (COO), A. J. Drake (PMA), Y. Fang (Yunnan), J. P. U. Fynbo (The Cosmic DAWN Center, Dänemark; Niels Bohr Institute, University of Copenhagen, Dänemark), S. L. Groom (IPAC, California Institute of Technology, USA [IPAC]), G. Helou (IPAC), I. Irani (Weizmann Institut), T. J. du Laz (PMA), X. Liu (Yunnan), P. A. Mazzali (Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University, UK; Max-Planck-Institut für Astrophysik, Deutschland), J. D. Neill (PMA), Y.- J. Qin (PMA), R. L. Riddle (COO), A. Sharon (Weizmann-Institut), N. L. Strotjohann (Weizmann-Institut), A. Wold (IPAC), L. Yan (COO).

Das von T. Moore geleitete Team veröffentlichte eine Arbeit mit dem Titel “SN 2022jli: A Type 1c Supernova with Periodic Modulation of Its Light Curve and an Unusual Long Rise” in The Astrophysical Journal Letters (doi: 10.3847/2041-8213/acfc25).

T. Moore (Astrophysics Research Centre, Queenʼs University Belfast, UK [Queen’s]), S. J. Smartt (Queen’s; Department of Physics, University of Oxford, UK [Oxford]), M. Nicholl (Queen’s), S. Srivastav (Queen’s), H. F. Stevance (Oxford; Fachbereich Physik, Universität von Auckland, Neuseeland), D. B. Jess (Queen’s; Fachbereich Physik und Astronomie, California State University Northridge, USA), S. D. T. Grant (Queen’s), M. D. Fulton (Queen’s), L. Rhodes (Oxford), S. A. Sim (Queen’s), R. Hirai (OzGrav: The Australian Research Council Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery, Australien; School of Physics and Astronomy, Monash University, Australien), P. Podsiadlowski (University of Oxford, UK), J. P. Anderson (European Southern Observatory, Chile; Millennium Institute of Astrophysics MAS, Chile), C. Ashall (Department of Physics, Virginia Tech, USA), W. Bate (Queen’s), R. Fender (Oxford), C. P. Gutiérrez (Institut d’Estudis Espacials de Catalunya, Spanien [IEEC]; Institut für Weltraumwissenschaften, Campus UAB, Spanien [ICE, CSIC]), D. A. Howell (Las Cumbres Observatory, USA [Las Cumbres]; Department of Physics, University of California, Santa Barbara, USA [UCSB]), M. E. Huber (Institute for Astronomy, University of Hawai’i, USA [Hawai’i]), C. Inserra (Cardiff Hub for Astrophysics Research and Technology, Cardiff University, UK), G. Leloudas (DTU Space, National Space Institute, Technical University of Denmark, Dänemark), L. A. G. Monard (Kleinkaroo Observatorium, Südafrika), T. E. Müller-Bravo (IEEC; ICE, CSIC), B. J. Shappee (Hawai’i), K. W. Smith (Queen’s), G. Terreran (Las Cumbres), J. Tonry (Hawai’i), M. A. Tucker (Department of Astronomy, The Ohio State University, USA; Department of Physics, The Ohio State University, USA; Center for Cosmology and Astroparticle Physics, The Ohio State University, USA), D. R. Young (Queen’s), A. Aamer (Queen’s; Institute for Gravitational Wave Astronomy, University of Birmingham, UK [IGWA]; School of Physics and Astronomy, University of Birmingham, UK [Birmingham]), T.- W. Chen (Graduate Institute of Astronomy, National Central University, Taiwan), F. Ragosta (INAF, Osservatorio Astronomico di Roma, Italien; Space Science Data Center-ASI, Italien), L. Galbany (IEEC; ICE, CSIC), M. Gromadzki (Astronomisches Observatorium, Universität Warschau, Polen), L. Harvey (School of Physics, Trinity College Dublin, The University of Dublin, Irland), P. Hoeflich (Department of Physics, Florida State University, USA), C. McCully (Las Cumbres), M. Newsome (Las Cumbres; UCSB), E. P. Gonzalez (Las Cumbres; UCSB), C. Pellegrino (Las Cumbres; UCSB), P. Ramsden (Birmingham; IGWA), M. Pérez-Torres (Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC), Spanien; School of Sciences, Europäische Universität Zypern, Zypern), E. J. Ridley (IGWA; Birmingham), X. Sheng (Queen’s), und J. Weston (Queen’s).

Über die ESO
Die Europäische Südsternwarte (ESO) befähigt Wissenschaftler*innen weltweit, die Geheimnisse des Universums zum Nutzen aller zu entdecken. Wir entwerfen, bauen und betreiben Observatorien von Weltrang, die Astronominnen und Astronomen nutzen, um spannende Fragen zu beantworten und die Faszination der Astronomie zu wecken, und wir fördern die internationale Zusammenarbeit in der Astronomie.

Die ESO wurde 1962 als zwischenstaatliche Organisation gegründet und wird heute von 16 Mitgliedstaaten (Belgien, Dänemark, Deutschland, Frankreich, Finnland, Irland, Italien, den Niederlanden, Österreich, Polen, Portugal, Schweden, der Schweiz, Spanien, der Tschechischen Republik und dem Vereinigten Königreich) sowie dem Gastland Chile und Australien als strategischem Partner unterstützt.

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

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

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• Supernovae

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Quelle: AIP 10. Januar 2024.

10. Januar 2024 – Bisher ging die Wissenschaft davon aus, dass das Magnetfeld von Sternen ihre eigene Rotation endlos verlangsamt. Neue Beobachtungen und ausgefeilte Methoden geben nun neue und unerwartete Einblicke in die magnetischen Geheimnisse eines Sterns: Die kosmischen Hotspots für die Suche nach außerirdischen Nachbarn könnten Planeten um Sterne, die sich in ihrer Midlife-Crisis und darüber hinaus befinden, darstellen. Aufschluss über magnetische Phänomene und bewohnbare Umgebungen gibt eine neue Studie, die die Zeitschrift Astrophysical Journal Letters veröffentlichte.

Die Schweizer Astronomen Michael Mayor und Didier Queloz gaben 1995 die erste Entdeckung eines Planeten außerhalb unseres Sonnensystems bekannt, der einen fernen, sonnenähnlichen Stern mit der Bezeichnung 51 Pegasi umkreist. Seitdem wurden über 5500 sogenannte Exoplaneten gefunden, die um andere Sterne in unserer Galaxie kreisen. 2019 erhielten die beiden Wissenschaftler für ihre Pionierarbeit gemeinsam den Nobelpreis für Physik. Diese Woche veröffentlichte ein internationales Team neue Beobachtungen von 51 Pegasi, die darauf hindeuten, dass die derzeitige magnetische Umgebung um den Stern besonders günstig für die Entwicklung von komplexem Leben sein könnte.

Sterne wie unsere Sonne entstehen mit hoher Eigenrotation, was ein starkes Magnetfeld verursacht, das heftig ausbrechen und ihre Planetensysteme mit geladenen Teilchen und schädlicher Strahlung bombardieren kann. Im Laufe von Jahrmilliarden verlangsamt sich die Rotation des Sterns allmählich, wenn sein Magnetfeld durch einen von seiner Oberfläche ausgehenden Wind schwächer wird – ein Prozess, der als magnetische Bremsung bezeichnet wird. Die langsamere Rotation erzeugt ein schwächeres Magnetfeld, und beide Eigenschaften nehmen gemeinsam ab, wobei sie sich gegenseitig bedingen. Bis vor kurzem ging die Astronomie davon aus, dass diese magnetische Bremsung unbegrenzt anhält, aber neue Beobachtungen haben begonnen, diese Annahme in Frage zu stellen.

„Wir müssen die Bücher dahingehend neu schreiben, wie sich Rotation und Magnetismus in älteren Sternen wie der Sonne nach der Mitte ihrer Lebenszeit verändern“, sagt Teamleiter Travis Metcalfe, ein leitender Wissenschaftler der White Dwarf Research Corporation in Golden, Colorado, USA. „Unsere Ergebnisse haben wichtige Auswirkungen für Sterne mit Planetensystemen und deren Aussichten auf die Entwicklung fortgeschrittener Zivilisationen.“ Klaus Strassmeier, Direktor am Leibniz-Institut für Astrophysik in Potsdam (AIP) und Mitautor der Studie fügt hinzu: „Das liegt daran, dass eine geschwächte magnetische Bremsung stellare Winde drosselt und verheerende, eruptive Ereignisse damit weniger wahrscheinlich macht.“

Das Team aus den Vereinigten Staaten und Europa kombinierte Beobachtungen von 51 Pegasi vom Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) der NASA mit hochmodernen Messungen seines Magnetfeldes durch das Potsdam Echelle Polarimetric and Spectroscopic Instrument (PEPSI) am Large Binocular Telescope (LBT) in Arizona. Obwohl der Exoplanet, der 51 Pegasi umkreist, von der Erde aus gesehen nicht vor seinem Mutterstern vorbeizieht, zeigt der Stern selbst in den TESS-Beobachtungen subtile Helligkeitsschwankungen, die zur Messung des Radius, der Masse und des Alters des Sterns verwendet werden können – eine Technik, die als Asteroseismologie bekannt ist. Unterdessen bewirkt das Magnetfeld des Sterns im Sternenlicht eine kleine Polarisation, sodass PEPSI am LBT eine magnetische Karte der Sternoberfläche erstellen kann, während sich der Stern dreht – eine Technik genannt Zeeman-Doppler-Bildgebung. Mit diesen Messungen konnte das Team die aktuelle magnetische Umgebung des Sterns bewerten.

Frühere Beobachtungen des NASA-Weltraumteleskops Kepler deuteten bereits darauf hin, dass die magnetische Abbremsung jenseits des Sonnenalters deutlich schwächer werden könnte, wodurch die enge Beziehung zwischen Rotation und Magnetismus bei älteren Sternen aufgehoben würde. Die Beweise für diese Veränderung waren jedoch indirekt und beruhten auf Messungen der Rotationsrate von Sternen mit einer großen Altersspanne. Es war klar, dass die Rotation irgendwann in der Nähe des Alters der Sonne (4,5 Milliarden Jahre) aufhörte, sich zu verlangsamen und dass eine geschwächte magnetische Bremsung in älteren Sternen dieses Verhalten reproduzieren könnte. Allerdings können nur direkte Messungen des Magnetfelds eines Sterns die zugrundeliegenden Ursachen ermitteln und die von Kepler beobachteten Objekte waren zu schwach für LBT-Beobachtungen. Die TESS-Mission begann 2018 mit der Sammlung von Messungen – ähnlich wie bei Kepler, jedoch für die nächstgelegenen und hellsten Sterne am Himmel, darunter 51 Pegasi.

In den letzten Jahren hat das Team begonnen, mit PEPSI am LBT die Magnetfelder mehrerer TESS-Ziele zu messen und so nach und nach ein neues Verständnis dafür zu entwickeln, wie sich der Magnetismus in Sternen wie der Sonne verändert, wenn sie älter werden. Die Beobachtungen ergaben, dass sich die magnetische Bremswirkung bei Sternen, die etwas jünger als die Sonne sind, plötzlich ändert. Zu diesem Zeitpunkt wird sie mehr als zehnmal schwächer und nimmt mit zunehmendem Alter der Sterne weiter ab. Das Team führt diese Veränderungen auf eine unerwartete Verschiebung der Stärke und Komplexität des Magnetfelds sowie den Einfluss dieser Verschiebung auf den Sternwind zurück. Die neu gemessenen Eigenschaften von 51 Pegasi zeigen, dass er – genau wie unsere eigene Sonne – diesen Übergang zu einer geschwächten magnetischen Bremsung bereits durchlaufen hat.

„Es ist sehr erfreulich, dass das LBT und PEPSI eine neue Perspektive auf dieses Planetensystem aufzeigen konnten, das eine so zentrale Rolle in der Exoplanetenastronomie spielte“, sagt Klaus Strassmeier, leitender Forscher des PEPSI-Spektrographen. „Diese Forschung ist ein wichtiger Schritt auf der Suche nach Leben in unserer Galaxie“.

In unserem eigenen Sonnensystem fand der Übergang des Lebens von den Ozeanen auf das Land vor mehreren hundert Millionen Jahren statt und fiel mit dem Zeitpunkt zusammen, an dem die magnetische Bremswirkung der Sonne nachließ. Junge Sterne bombardieren ihre Planeten mit Strahlung und geladenen Teilchen, die der Entwicklung von komplexem Leben entgegenstehen. Ältere Sterne scheinen jedoch ein stabileres Umfeld zu bieten. Travis Metcalfe zufolge deuten die Ergebnisse des Teams darauf hin, dass die besten Orte für die Suche nach Leben außerhalb unseres Sonnensystems auf Planeten um Sterne mittleren und höheren Alters liegen könnten.

Über das AIP
Das Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP) widmet sich astrophysikalischen Fragen, die von der Untersuchung unserer Sonne bis zur Entwicklung des Kosmos reichen. Forschungsschwerpunkte sind dabei kosmische Magnetfelder und extragalaktische Astrophysik sowie die Entwicklung von Forschungstechnologien in den Bereichen Spektroskopie, robotische Teleskope und E-Science. Seinen Forschungsauftrag führt das AIP im Rahmen zahlreicher nationaler, europäischer und internationaler Kooperationen aus. Das Institut ist Nachfolger der 1700 gegründeten Berliner Sternwarte und des 1874 gegründeten Astrophysikalischen Observatoriums Potsdam, das sich als erstes Institut weltweit ausdrücklich der Astrophysik widmete. Seit 1992 ist das AIP Mitglied der Leibniz-Gemeinschaft.

Weitere Informationen
Weakened Magnetic Braking in the Exoplanet Host Star 51 Peg
Travis S. Metcalfe, Klaus G. Strassmeier, Ilya V. Ilyin, Derek Buzasi, Oleg Kochukhov, Thomas R. Ayres, Sarbani Basu, Ashley Chontos, Adam J. Finley, Victor See, Keivan G. Stassun, Jennifer L. van Saders, Aldo G. Sepulveda, and George R. Ricker
The Astrophysical Journal Letters, Vol. 960, Issue 1, p. L6
DOI: 10.3847/2041-8213/ad0a95
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ad0a95
pdf: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ad0a95/pdf

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• Exoplaneten
• Sternentwicklung

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Quelle: Universität Wien 23. November 2023.

23. November 2023 – Eine Gruppe von Astrophysiker*innen unter der Leitung von Núria Miret-Roig von der Universität Wien fand heraus, dass zwei Methoden zur Bestimmung des Sternenalters unterschiedliche Dinge messen: Die isochrone Messung bestimmt dabei das Geburtsdatum von Sternen, während die dynamische Verfolgung Aufschluss darüber gibt, wann die Sterne „ihr Nest verlassen“, in den untersuchten Sternenhaufen etwa 5,5 Millionen Jahre später. Die Studie, die eine Bestimmung der frühesten Stadien des Lebens von Sternen ermöglicht, erscheint aktuell im Fachjournal „Nature Astronomy“.

Das Alter von Sternen ist in der Astrophysik ein grundlegender Parameter, aber dennoch relativ schwierig zu messen. Die besten Annäherungen gab es bisher für so genannte Sternenhaufen, also für Gruppen gleichaltriger Sterne mit einem gemeinsamen Ursprung. Sechs relativ nahe und junge Sternenhaufen wurden nun im Rahmen einer Studie am Institut für Astrophysik der Universität Wien hinsichtlich ihres Alters untersucht.

Dabei zeigte sich, dass zwei der verlässlichsten Methoden zur Bestimmung des Sternenalters – die isochrone Messung und die dynamische Rückverfolgung – systematisch und beständig auseinander lagen; konkret waren die Sterne laut der Methode der dynamischen Rückverfolgung jeweils rund 5,5 Millionen Jahre jünger als mit der isochronen Messung.

Wann die Uhr zu ticken beginnt
„Dies deutet darauf hin, dass die beiden Messmethoden unterschiedliche Dinge messen“, erklärt Núria Miret-Roig, Erstautorin der Studie, die aktuell in Nature Astronomy erscheint: Demnach beginnt die isochrone „Uhr“ ab dem Zeitpunkt der Sternenentstehung zu ticken, die „Uhr“ der dynamischen Rückverfolgung jedoch erst dann, wenn ein Sternhaufen nach dem Verlassen seiner Mutterwolke zu expandieren beginnt.

„Diese Erkenntnis hat erhebliche Auswirkungen auf unser Verständnis der Sternentstehung und der stellaren Entwicklung, einschließlich der Planetenbildung und der Entstehung von Galaxien, und eröffnet eine neue Perspektive auf die Chronologie der Sternentstehung. So kann die Länge der so genannten ‚eingebetteten Phase‘, während derer Babysterne innerhalb der elterlichen Gaswolke bleiben, abgeschätzt werden“, erklärt João Alves, Ko-Autor und Professor an der Universität Wien.

Messen, wie lange Babysterne im Nest bleiben
„Dieser Altersunterschied zwischen den beiden Methoden stellt ein neues und dringend benötigtes Werkzeug dar, um die frühesten Stadien im Leben eines Sterns zu quantifizieren“, so Alves. „Konkret können wir damit messen, wie lange die Baby-Sterne brauchen, bevor sie ihr Nest verlassen“.

Möglich wurden die Messungen durch die hochauflösenden Daten der Gaia-Sondenmission in Verbindung mit bodengestützten Radialgeschwindigkeiten (z. B. aus dem APOGEE-Katalog). „Diese Kombination erlaubt es uns, die Positionen der Sterne mit der Genauigkeit der 3D-Geschwindigkeiten bis zu ihrem Geburtsort zurückzuverfolgen,“ erklärt Miret-Roig. Neue und kommende spektroskopische Durchmusterungen wie WEAVE, 4MOST und SDSS-V werden diese Untersuchung für die gesamte Sonnenumgebung ermöglichen.

Rätselhafter Unterschied
„Astronom*innen verwenden isochrone Altersangaben, seit wir wissen, wie Sterne funktionieren, aber diese Altersangaben hängen von dem jeweiligen Sternmodell ab, das wir verwenden“, sagt Miret-Roig. „Die hochwertigen Daten des Gaia-Satelliten haben es uns nun ermöglicht, das Alter dynamisch, also unabhängig von den Sternmodellen, zu messen und wir waren begeistert, die beiden Uhren zu synchronisieren.“ Während der Berechnungen trat jedoch ein beständiger und rätselhafter Unterschied zwischen den beiden Altersbestimmungs-Methoden auf. „Und irgendwann kamen wir an einen Punkt, an dem wir die Diskrepanz nicht mehr auf Beobachtungsfehler schieben konnten – da wurde uns klar, dass die beiden Uhren höchstwahrscheinlich zwei verschiedene Dinge messen,“ so die Astrophysikerin.

Das Forschungsteam analysierte für die Studie sechs nahe gelegene und junge Sternenhaufen (bis zu 490 Lichtjahre entfernt und 50 Millionen Jahre alt). Dabei zeigte sich, dass die Zeitskala der eingebetteten Phase rund 5,5 Millionen Jahre beträgt (plus/minus 1,1 Millionen Jahre) und von der Masse des Sternenhaufens und der Menge der stellaren Rückkopplung abhängen könnte.

Die Anwendung dieser neuen Technik auf andere junge und nahe der Sonne gelegenen Sternenhaufen verspricht neue Einblicke in die Sternentstehung und das Auseinanderdriften der Sterne, hofft Miret-Roig: „Unsere Arbeit ebnet den Weg für die zukünftige Forschung im Bereich der Sternentstehung und bietet ein klareres Bild davon, wie sich Sterne und Sternhaufen entwickeln. Das ist ein wichtiger Schritt in unserem Bestreben, die Entstehung der Milchstraße und anderer Galaxien zu verstehen.“

Originalpublikation:
Núria Miret-Roig, João Alves, David Barrado, Andreas Burkert, Sebastian Ratzenböck & Ralf Konietzka: Insights into star formation and dispersal from the synchronisation of stellar clocks. In: Nature Astronomy
DOI: 10.1038/s41550-023-02132-4
https://www.nature.com/articles/s41550-023-02132-4

Die Publikation wurde von der Europäischen Union (ERC, ISM-FLOW, 101055318, PI: J. Alves) mitfinanziert. Die geäußerten Ansichten und Meinungen sind jedoch ausschließlich die der Autor*innen und spiegeln nicht unbedingt die der Europäischen Union oder des Europäischen Forschungsrats wider. Weder die Europäische Union noch die Bewilligungsbehörde können für sie verantwortlich gemacht werden.

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• Sternentwicklung

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Quelle: Eberhard Karls Universität Tübingen 11. Oktober 2023.

11. Oktober 2023 – Sonnenähnliche Sterne beenden ihr Leben als Weißer Zwerg. Manche davon sind von einem planetarischen Nebel umgeben, der aus Gas besteht, das der sterbende Stern kurz vor seinem Tod abgestoßen hat. Ein internationales Forschungsteam unter Leitung von Professor Klaus Werner vom Institut für Astronomie und Astrophysik der Universität Tübingen untersuchte jetzt erstmals einen Zentralstern eines planetarischen Nebels, der sich in einem offenen Sternhaufen befindet. Die Forscherinnen und Forscher konnten die Masse, die der Zentralstern im Laufe seines Lebens verloren hat, exakt bestimmen. Die Ergebnisse wurden in der Fachzeitschrift Astronomy & Astrophysics veröffentlicht.

In unserer Milchstraße gibt es mehr als tausend offene Sternhaufen. Jeder von ihnen umfasst eine Ansammlung von bis zu einigen Tausend Sternen, die gleichzeitig aus einer dichten Wolke von Gas und Staub entstanden sind. „Dass die Sterne eines Haufens alle das gleiche Alter haben, hat für die Astrophysik eine besondere Bedeutung“, berichtet Klaus Werner. Sie unterschieden sich lediglich in ihrer Masse. „Je massereicher ein Stern ist, desto schneller verbraucht er seinen Kernbrennstoff durch die Fusion von Wasserstoff zu Helium. Desto kürzer ist auch sein Leben und desto schneller die Entwicklung zum Weißen Zwerg“, erklärt er.

Momentaufnahme der Entwicklung
Die Beobachtung eines Sternhaufens zeige wie ein Schnappschuss, wie weit entwickelt Sterne unterschiedlicher Masse im jeweils gleichen Alter zu einem bestimmten Zeitpunkt sind, sagt Werner: „In der Astronomie lassen sich Sternhaufen als eine Art Labor nutzen, in dem wir messen können, wie zuverlässig unsere Theorien der Sternentwicklung sind.“ Eine der größten Unsicherheiten in der Theorie der Sternentwicklung sei bisher die Frage, wie viel Materie ein Stern im Laufe seines Lebens verliert. Dieser Massenverlust sei erheblich. „Sterne wie unsere Sonne verlieren knapp die Hälfte ihrer Masse, bis sie sich zum Weißen Zwerg entwickelt haben. Sterne mit der achtfachen Masse der Sonne verlieren sogar rund 80 Prozent ihrer Masse“, sagt der Astrophysiker. Die Beziehung zwischen der Geburtsmasse der Sterne und der Masse zum Zeitpunkt des Todes als Weißer Zwerg bezeichnet man in der Astronomie als die Anfangs-Endmassen-Relation.

Die Masse von Weißen Zwergen in Sternhaufen könne bei der Beobachtung direkt mit der Masse in Beziehung gesetzt werden, die diese bei ihrer Geburt hatten, berichtet Werner: „Ganz besonders aussagekräftig sind die Daten sehr junger Weißer Zwerge, genau das sind Zentralsterne planetarischer Nebel.“ Man kenne bisher nur drei Sternhaufen, die einen planetarischen Nebel enthalten. „Bisher war noch keiner von deren Zentralsternen untersucht worden, weil sie alle sehr weit entfernt und lichtschwach sind.“

Spezielle chemische Zusammensetzung
Das Forschungsteam hat nun eines der größten Teleskope der Welt, das Zehn-Meter-Teleskop GRANTECAN auf der Kanareninsel La Palma, auf den Zentralstern im Sternhaufen Messier 37 gerichtet und dessen Spektrum analysiert. Die Masse wurde auf 0,85 Sonnenmassen bestimmt und die ursprüngliche Masse auf 2,8 Sonnenmassen. „Der Stern hat also im Laufe seines Lebens 70 Prozent seiner Materie verloren“, erklärt Werner. Eine weitere Besonderheit sei seine spezielle chemische Zusammensetzung. Er habe keinen Wasserstoff mehr an der Oberfläche, was auf ein ungewöhnliches Ereignis in seiner jüngsten Vergangenheit hindeute: ein kurzzeitiges Wiederaufflammen der Kernfusion.

Die genaue Kenntnis der Anfangs-Endmassen-Relation ist von fundamentaler Bedeutung in der Astrophysik, sagt Werner. Sie entscheide darüber, ob ein Stern sich zum Weißen Zwerg entwickelt, in einer Supernova-Explosion zum Neutronenstern wird oder gar ein schwarzes Loch als Endstadium übrigbleibt. „Andererseits werden aus der ausgestoßenen Materie neue Sterngenerationen gebildet, die mit schweren Elementen als Produkte von Kernreaktionen angereichert sind. Davon hängt die chemische Entwicklung von Galaxien und letztendlich des gesamten Universums ab.“

Originalpublikation:
K. Werner, N. Reindl, R. Raddi, M. Griggio, L.R. Bedin, M.E. Camisassa, A. Rebassa-Mansergas, S. Torres, P. Goodhew: The unusual planetary nebula nucleus in the Galactic open cluster M37 and six further hot white dwarf candidates. Astronomy & Astrophysics, doi.org/10.1051/0004-6361/202347217.
https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2023/10/aa47217-23/aa47217-23.html,
pdf: https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2023/10/aa47217-23.pdf;

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• Planetarische Nebel

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Quelle: AIP 20. Juli 2023.

20. Juli 2023 – Die Ergebnisse zeigen, dass die Methode der Gyrochronologie nicht nur auf Sternhaufen, sondern auch auf Feldsterne angewandt werden kann, so dass es nun möglich ist, das Alter vieler weiterer Sterne zu bestimmen.

Wie alt ist ein Stern? Dies ist eine schwierige Frage, die für einen Stern in einem Sternhaufen leichter zu beantworten ist. Das liegt daran, dass alle Sterne in einem Sternhaufen – unabhängig von ihrer Größe – den gleichen Ursprung und damit das gleiche Alter haben. Durch die Untersuchung der Eigenschaften der Sterne in einem Haufen und ihrer aktuellen Entwicklungsstadien kann man das Alter des Sternhaufens und damit das Alter seiner Sterne gut abschätzen. Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler erkunden nun das neue Gebiet der Gyrochronologie, mit der sich das Alter einzelner Sterne bestimmen lässt. Diese Methode stellt einen Zusammenhang zwischen der Rotation eines Sterns und seiner Farbe sowie seinem Alter her. Die Rotationsperiode, mit der sich ein Stern um seine Achse dreht, lässt sich aus der Beobachtung seiner Helligkeit bestimmen: Viele Sterne haben auf ihrer Oberfläche dunkle Flecken, ähnlich wie die Sonnenflecken der Sonne. Wenn ein Stern rotiert und ein Sternfleck ins Sichtfeld einer Beobachterin gerät, dann nimmt die Helligkeit des Sterns um einen kleinen Bruchteil ab. Durch Messung dieser kleinen Einbrüche in der Lichtintensität des Sterns und wann sich diese wiederholen, z. B. mit Daten des Kepler-Satelliten, wie sie hier verwendet wurden, kann die Rotationsperiode eines Sterns gemessen werden.

Studien an massearmen Zwergsternen in Sternhaufen haben gezeigt, dass Sterne mit zunehmendem Alter immer langsamer rotieren. Trägt man die Rotationsperioden von Sternen gegen ihre Farben in einem Diagramm auf, ergibt sich ein charakteristisches Muster: Die Haufensterne bilden geschwungene Linien, die zusammen ein Skelett der Rotationsentwicklung definieren. Dabei entspricht jede Rippe des Skeletts einem Haufen eines bestimmten Alters. Ältere Haufen definieren nacheinander die höheren Rippen. Jede Rippe entspricht also einer Kurve gleichen Alters. Zeichnet man nun einen Stern aus einem Sternhaufen in das Diagramm ein, lässt sich anhand dieser Linien sein Alter ablesen. Diese Methode wurde auf der Grundlage von Sternhaufen entwickelt; daher war es bisher nicht klar, ob diese Art der Altersbestimmung auch für Sterne außerhalb von Sternhaufen, die die überwältigende Mehrheit der Sterne unserer Galaxis ausmachen, funktioniert.

Hier setzt die jüngste Arbeit an. Die Autoren untersuchten mehr als 300 weit auseinander liegende Doppelsterne. Dabei handelt es sich um Systeme aus jeweils zwei einander umkreisenden Sternen, die weit genug voneinander entfernt sind, um sich in ihrer normalen Rotationsentwicklung nicht gegenseitig zu stören. Solche Doppelsterne sind Feldsterne, aber aufgrund ihres gemeinsamen Ursprungs kann man wie bei Sternhaufen davon ausgehen, dass sie dasselbe Alter haben. Wenn sich nun Feldsterne tatsächlich auf die gleiche Weise entwickeln wie Haufensterne, dann sollten die beiden Sterne eines Doppelsterns ein konsistentes Bild ergeben, wenn sie im Diagramm eingetragen werden. Mit anderen Worten: Wenn ein Stern eines weiten Doppelsternsystems auf der Rotationsrippe eines bestimmten Sternhaufens liegt, würde dann der andere auch auf der gleichen Rippe liegen? Gelten also die von Sternhaufen abgeleiteten Alterslinien auch für weite Doppelsterne? Die Autoren der Studie fanden heraus, dass dies eindeutig der Fall ist.

Tatsächlich konnten die Autoren die von ihnen untersuchten Doppelsterne in eine Reihe von Untergruppen aufteilen, die jeweils mit einem Sternhaufen eines bestimmten Alters verknüpft sind. David Gruner, Hauptautor der Studie und Doktorand am AIP in der Gruppe Stellare Aktivität, sagt dazu: „Es war überraschend zu sehen, wie gut alle unsere weiten Doppelsternsysteme zusammenpassten, als wir begannen, sie mit dem Haufenskelett zu vergleichen. Sogar Systeme mit Sternen sehr unterschiedlicher Massen zeigten eine bemerkenswerte Übereinstimmung in ihren Positionen im Diagramm, bis zu dem Punkt, dass sie praktisch nicht von den Sternhaufen zu unterscheiden sind.“

Die wenigen Sterne, die oberhalb der Ansammlung von Haufenrippen liegen, sind vermutlich älter als die bisher gemessenen Sternhaufen. Darüber hinaus zeigten die Autoren, dass bei der großen Mehrheit der untersuchten Systeme das aus der Rotation bestimmte Alter eines Sterns mit dem Rotationsalter des zweiten Sterns im Doppelsternsystem übereinstimmt. Da die Stichprobe an Sternen sehr vielfältig war, sowohl in ihrer Verteilung über den Himmel als auch in ihren anderen stellaren Eigenschaften, z. B. Metallizität, impliziert das Ergebnis, dass die Gyrochronologie wahrscheinlich auch für Feldsterne zuverlässig eingesetzt werden kann.

Dr. Sydney Barnes, Leiter der Gruppe Stellare Aktivität am AIP, fügt hinzu: „Diese Arbeit bietet ein gewisses Maß an Sicherheit, dass in Zukunft zuverlässige Altersangaben für eine viel größere Anzahl von Feldsternen anhand ihrer Rotationsraten ermittelt werden können.“ Dieses Ergebnis wird für die PLATO-Satellitenmission von Bedeutung sein, deren Ziel es ist, nicht nur eine große Anzahl von Sternen zu entdecken, die Planeten beherbergen, sondern auch deren Alter zu bestimmen, was erste Einblicke in die Entwicklungsgeschichte von Exoplaneten ermöglicht.

Originalveröffentlichung
Wide binaries demonstrate the consistency of rotational evolution between open cluster and field stars. D. Gruner, S. A. Barnes and K. A. Janes. A&A, 675 (2023) A180
doi.org/10.1051/0004-6361/202346590
https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2023/07/aa46590-23/aa46590-23.html
pdf: https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2023/07/aa46590-23.pdf

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• Doppelsterne

Der Beitrag AIP: Wie alt sind Sterne außerhalb von Sternhaufen? erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

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

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

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

Frühere Ausgaben des AstroGeo Podcast gibt es auf astrogeo.de. AstroGeo ist der Podcast von Die Weltraumreporter, einem Magazin der Riffreporter eG. Er ist frei verfügbar und entsteht durch die finanzielle Unterstützung seiner Hörerinnen und Hörer. Das geht mit einem monatlichen Abonnement die Weltraumreporter für 3,49 Euro pro Monat oder einer Spende. Diese und jede andere Form der finanziellen Unterstützung hilft dabei, dass der Podcast weiter werbefrei bleibt.

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• Schwarze Löcher
• AstroGeo Podcast

Der Beitrag AstroGeo Podcast: Schwarze Löcher – wenn die Raumzeit zu stark zittert erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

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

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

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

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• Sternentstehung
• Supernovae
• AstroGeo Podcast

Der Beitrag AstroGeo Podcast: Blaue Riesensterne – Nimm Zwei! erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Wie heiß ist es im Inneren der Sonne? Wie groß ist der Rote Zwerg von Nebenan? Und wie lange hat Beteigeuze ungefähr noch, bevor er als Supernova explodieren wird? Das alles lässt sich einfach ausrechnen – und zwar mit nur vier scheinbar einfachen Gleichungen. Das Innere eines Sterns ist berechenbar, und das weit in die Vergangenheit und genauso in die Zukunft.

Aber natürlich ist im Universum nichts so einfach, wie es auf den ersten Blick scheinen mag, auch Sterne nicht. Denn um die Struktur und die Entwicklung von Sternen zu berechnen, kommt man mit Papier, Bleistift und Gehirnschmalz alleine nicht weiter. Deswegen waren schon die ersten Computer von großer Hilfe, selbst wenn die am Anfang noch einen ganzen Raum ausgefüllt haben und mit Lochkarten gefüttert wurden.

In dieser Folge des AstroGeo-Podcasts erzählt Franzi die Geschichte eines solchen „Rechenmaschinenprogramms“, das seit den 1960er-Jahren bis heute weiterentwickelt wird: einem Code, der Physikerinnen und Physikern verrät, wie es im Inneren eines Sterns aussieht und wie er sich entwickeln wird. Keine Sorge: Für den Genuss dieser Folge sind weder mathematische Fähigkeiten noch Programmierkenntnisse nötig.

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

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• Sternentstehung
• Sternentwicklung
• AstroGeo Podcast

Der Beitrag AstroGeo Podcast: Sterne verstehen mit Lochkarten erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie 4. November 2022.

4. November 2022 – Mit Daten des ESA-Astrometriesatelliten Gaia haben Astronomen das erdnächste bekannte schwarze Loch gefunden – weniger als 1600 Lichtjahre von uns entfernt. Es umkreist einen Stern, der unserer Sonne ähnelt. Winzige Positionsverschiebungen jenes Sterns verrieten die Anwesenheit des Begleitobjekts. Mit derselben Methode sollten sich noch zahlreiche weitere Schwarze Löcher entdecken lassen. Die Eigenschaften des Doppelsternsystems sind freilich unerwartet und weisen auf eine Lücke im Verständnis der Astronomen hin, wie solche Systeme überhaupt entstehen. Der Artikel ist zur Veröffentlichung in den Monthly Notices of the Royal Astronomical Society angenommen.

Schwarze Löcher sind per Definition schwer zu beobachten: Ihre Masse ist in einer Region mit extrem kleinem Durchmesser konzentriert, aus welcher die resultierende extrem starke Schwerkraft nichts entweichen lässt, nicht einmal Licht. Dennoch sind diese ungewöhnlichen Objekte seit Jahrzehnten ein wichtiger Teil unseres Bildes vom Universum. Das gilt insbesondere für so genannte stellare schwarze Löcher mit einigen Sonnenmassen, die als Endzustand von sehr massereichen Sternen auftreten.

Nun hat eine Gruppe von Astronomen und Astronominnen unter der Leitung von Kareem El-Badry (Max-Planck-Institut für Astronomie [MPIA] und Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) mit einer neuartigen Methode ein schwarzes Loch entdeckt, das der Erde so nahe ist wie kein anderes bislang bekanntes schwarzes Loch. Die Entdeckung zeigt allerdings auch Lücken im derzeitigen astronomischen Wissen auf, nämlich dort, wo es um die Entstehung von Doppelsternsystemen geht.

Schwarze Löcher nachweisen
In unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße, gibt es schätzungsweise hundert Millionen stellare schwarze Löcher. Aufgrund der grundlegenden Schwierigkeiten bei der Beobachtung schwarzer Objekte konnte allerdings nur ein geringer Teil davon bislang nachgewiesen werden. Einige wurden von Gravitationswellendetektoren aufgespürt, die fast hundert Verschmelzungen stellarer schwarzer Löcher gemessen haben, Angaben über die Massen jener Objekte inklusive.

Hinzu kommen einige Dutzend durch Teleskopbeobachtungen nachgewiesene stellare schwarze Löcher. Die meisten davon umkreisen einen Begleitstern, der nahe genug ist, dass die Schwerkraft des schwarzen Lochs Wasserstoffgas aus dem Begleitstern in eine sogenannte Akkretionsscheibe ziehen kann, die das schwarze Loch umgibt. Das Gas wird dabei heiß genug, um beträchtliche Mengen an Röntgenstrahlung zu emittieren. Es gibt 20 bekannte „Röntgendoppelsterne“ dieser Art und weitere 50 Kandidaten.

Schwierigkeiten beim Nachweis „stiller“ stellarer schwarzer Löcher
Es gab mehrere Versuche, zusätzlich auch „stille“ schwarze Löcher in Doppelsternsystemen zu finden („quiescent black holes“), also schwarze Löcher ohne solche hellen Akkretionsscheiben. Das Mittel der Wahl waren dabei Sternspektren, also die regenbogenartige Zerlegung des Sternenlichts. Solche Spektren enthalten nämlich Informationen über die Bewegung eines Sterns relativ zu uns. Wir kennen das aus dem Alltag vom „Doppler-Effekt“ für Schall: Das Martinshorn eines Rettungsfahrzeugs klingt für uns höher, wenn das Fahrzeug auf uns zukommt, und tiefer, nachdem es an uns vorbeigefahren ist. Analog gibt uns das Licht in Form von Sternenspektren Auskunft darüber, ob (und wie schnell) sich ein Stern direkt auf uns zu oder von uns wegbewegt.

In den letzten Jahren wurden mehrfach Fachartikel veröffentlicht, in denen die Entdeckung ruhender schwarzer Löcher vermeldet wurde. Das waren jeweils Versuche, die Umlaufbahn eines Doppelsterns und die Masse eines unsichtbaren Begleiters ausschließlich auf Basis der Sternspektren abzuleiten. Bis auf eine Ausnahme (die Entdeckung des Doppelsternsystems VFTS 243 im Juni 2022, an der El-Badry als Mitautor beteiligt war) wurden jedoch alle diese Behauptungen durch Folgestudien relativiert oder sogar widerlegt. Spektren liefern eben nur einen Teil der Informationen über die Sternbewegung und damit über die Umlaufbahn und die Masse des Begleiters. Die fehlende Information ist dabei eine entscheidende Unsicherheits-Quelle – und genau dort verspricht die Gaia-Mission der ESA Abhilfe.

Gaia stopft das Daten-Loch
Bereits seit einigen Jahren hegen Astronomen und Astronominnen die Hoffnung, dass die Astrometrie-Mission Gaia der ESA einen neuen Weg zur Entdeckung und Charakterisierung von schwarzen Löchern in Doppelsternsystemen eröffnen könnte: indem sie Informationen liefert, die die anhand der Spektren von Sternen gewonnenen Daten ergänzen. Gaia ist für hochpräzise Messungen von Sternpositionen ausgelegt. Dazu gehört auch die Fähigkeit, die Bewegung eines sichtbaren Sterns am Himmel zu dokumentieren, und daraus wiederum lässt sich auf die Anwesenheit eines unsichtbaren Begleiters schließen.

Binärsysteme bei denen einer der Partner ein schwarzes Loch ist, sind allerdings im Vergleich zur Gesamtanzahl von Doppel- oder Mehrfachsystemen sehr selten. Daher ist die Reichweite von Gaia für die Suche ebenso wichtig wie die Genauigkeit: Hochwertige Daten für mehr als hunderttausend Doppelsternsysteme bieten eine gute Chance, die Nadel im Heuhaufen zu finden, das Schwarze Loch unter den vielen normalen Doppelsternsystemen.

Auf der Suche nach schwarzen Löchern in den Gaia-Daten
Als Mitte Juni 2022 der Gaia-Datensatz 3 (Gaia DR3) veröffentlicht wurde, der erstmals die Bahndaten der mit Gaia entdeckten Doppelsternsysteme enthält, machten sich Kareem El-Badry, MPIA-Direktor Hans-Walter Rix und seine Kollegen direkt daran, die Daten nach möglichen Kandidaten zu durchsuchen. Wo zwei Objekte einander als Doppelsternsystem umkreisen, beschreibt jedes davon in der Regel eine kleine Ellipse am Himmel. Gaia DR3 enthält Daten für 168.065 solcher winzigen Ellipsen oder Teile davon.

Anhand von Auswahlkriterien, die besonders geeignet waren, Systeme zu finden, in dem sich ein leuchtender Stern sowie ein massereicher unsichtbarer Begleiter umkreisen, konnten die Forscher sechs vielversprechende Kandidaten ausfindig machen. Alle sechs Kandidaten waren es wert, genauer betrachtet zu werden: mit Hilfe der Radialgeschwindigkeitsmessungen, die aus dem Spektrum des Sterns abgeleitet wurden und die Aufschluss geben über die Bewegung des Sterns direkt auf uns zu oder von uns weg – also genau jenen Teil, der zu einer Positionsverschiebung am Himmel noch dazukommt, will man die komplette, dreidimensionale Bewegung des Sterns dokumentieren.

Kandidaten werden aussortiert
Eine Reihe von Angaben zu Radialgeschwindigkeiten erhielten die Forschenden bereits in Form von in astronomischen Archiven vorhandenen Spektraldaten. Und weil Radialgeschwindigkeiten und Himmelspositions-Verschiebungen sozusagen zwei Seiten derselben Medaille sind, konnten sie die mit Hilfe von Gaia rekonstruierten Sternumlaufbahnen mit Hilfe der Radialgeschwindigkeits-Werte bereits auf die Probe stellen. Drei Kandidaten, bei denen die verfügbaren Radialgeschwindigkeitsdaten der Gaia-Rekonstruktion der Doppelsterne widersprachen, waren damit aus dem Rennen.

Ein weiterer Kandidat fiel heraus, weil die beste rekonstruierte Umlaufbahn nur sehr schlecht zu den Gaia-Daten passte – und einer Umlaufzeit entsprochen hätte, die so lang ist, dass Gaia sie gar nicht erst hätte messen können sollen. Ein fünfter Kandidat ist derzeit noch im Rennen, aber wartet auf ergänzende Spektralmessungen.

Gaia BH1: das nächstgelegene bekannte schwarze Loch
Bei dem verbleibenden Kandidatenobjekt, Gaia DR3 4373465352415301632, das die Forscher „Gaia BH1“ tauften, passte dagegen alles zusammen: Alle verfügbaren Daten waren wechselseitig stimmig. Um zusätzliche Gewissheit zu erlangen, führten die Astronomen weitere gezielte Beobachtungen von Gaia BH1 durch: mit dem 6,5-Meter-Magellan-Clay-Teleskop, dem 8,1-Meter-Gemini-Nord-Teleskop, dem 10-Meter-Keck-I-Teleskop und – für den Löwenanteil der neuen Datenpunkte – mit dem 2,2-Meter-ESO/MPG-Teleskop, welches das MPIA am La Silla-Observatorium der ESO betreibt.

Alles spricht dafür: Gaia BH1 ist ein System mit einem unsichtbaren Objekt mit einer Masse von rund 10 Sonnenmassen, welches einen sonnenähnlichen Stern mit einer Umlaufzeit von 185,6 Tagen umkreist. Der Abstand zwischen Stern und Begleiter entspricht in etwa dem durchschnittlichen Abstand zwischen Erde und Sonne. Würde es sich bei dem 10-Sonnenmassen-Objekt um einen anderen Stern handeln, wäre dieser zwangsläufig viel heller als sein Begleiter. Stattdessen zeigen weder die Gaia-Daten noch Folgebeobachtungen Licht eines solchen zweiten Sterns.

Ein hervorragender Kandidat für ein schwarzes Loch
Damit ist Gaia BH1 ein hervorragender Kandidat für ein schwarzes Loch – und zwar mit einer Entfernung von rund 1560 Lichtjahren von der Erde für das bei weitem erdnächste schwarze Loch, das Astronomen und Astronominnen bisher gefunden haben, weniger als halb so weit entfernt wie der bisherige Rekordhalter!

Die Gaia-Daten waren entscheidend für die neue Entdeckung. El-Badry sagt: „Hunderte von Forschern haben an der Erstellung der Datenprodukte gearbeitet, mit deren Hilfe wir das schwarze Loch Gaia BH1 gefunden haben. Diese Entdeckung gehört nicht nur uns, sondern auch der gesamten Gaia-Kollaboration.“

Statistisch gesehen ist der Umstand, dass dieses schwarze Loch uns so nahe ist, ein starkes Indiz dafür, dass es in der gesamten Galaxie zahlreiche ähnliche Systeme geben sollte. Was „zahlreich“ genau bedeutet, ist allerdings nicht so einfach zu sagen. Das Team um El-Badry schätzt jedoch, dass die nächste große Gaia-Datenveröffentlichung, DR4, die nicht vor Ende 2025 erwartet wird, die Entdeckung von Dutzenden ähnlicher Systeme ermöglichen sollte.

Das Ende einer langen Suche
Rückblickend kommentiert Kareem El-Badry die Entdeckung so: „Ich habe in den letzten vier Jahren nach einem System wie Gaia BH1 gesucht und dabei alle möglichen Methoden ausprobiert – aber keine davon hat funktioniert. Umso mehr freue ich mich, dass diese Suche jetzt endlich erfolgreich war.“

El-Badry fügt hinzu: „Dieses Projekt ist auch deshalb so aufregend, weil unsere Erfolgschancen zunächst völlig unklar waren. Die theoretischen Abschätzungen dafür, wie viele Objekte wir mit Gaia würden finden können, unterschieden sich um viele Größenordnungen. Ein einziges Objekt analysieren zu können ist schon einmal ein großer Fortschritt gegenüber der Situation, in der wir noch kein einziges solches Objekt hatten. Jetzt müssen wir dieses Objekt so gut wie irgend möglich verstehen und uns gleichzeitig auf die deutlich größeren Stichproben in zukünftigen Gaia-Datenveröffentlichungen vorbereiten.“

…aber wie ist es entstanden?
Gaia BH1 ist ein spektakulärer, aber gleichzeitig ein rätselhafter Fund. Es ist alles andere als einfach zu erklären, wie ein solches System überhaupt entstehen konnte. Der Vorgängerstern, der später zum schwarzen Loch wurde, müsste eine Masse von mindestens 20 Sonnenmassen gehabt haben. Daraus folgt zwingend, dass seine Lebensdauer sehr kurz gewesen sein muss, in der Größenordnung von wenigen Millionen Jahren. Wären beide Sterne gleichzeitig entstanden, hätte sich dieser massereiche Stern in einen Überriesen verwandelt, der sich aufbläht und sich bis weit über die gemeinsame Umlaufbahn der Sterne hinaus in den Weltraum erstreckt, bevor der andere Stern überhaupt die Zeit gehabt hätte, ein richtiger („Hauptreihen“-)Stern mit Wasserstoff-Kernfusion im Kern zu werden.

Es ist überhaupt nicht klar, wie der massereiche Stern diese Episode in einer Weise überlebt haben könnte, dass er am Ende trotzdem noch so normal aussieht, wie es die Beobachtungen des Systems zeigen. Alle theoretischen Modelle, die ein Überleben zulassen, sagen voraus, dass der massereiche Stern auf einer viel engeren Umlaufbahn hätte landen müssen, als dies tatsächlich beobachtet wird.

Sternhaufendynamik oder ein Dreifachsystem?
Damit bleiben noch eher ungewöhnliche Entstehungsszenarien übrig. Die beiden ursprünglichen Sterne könnten sich beispielsweise als Teil eines Sternhaufens gebildet haben. Zu Beginn wären sie in diesem Szenario wesentlich weiter voneinander entfernt gewesen, so dass die Überriesenphase des massereichen Sterns die Entwicklung des zweiten Sterns nicht gestört hätte. Enge Begegnungen des Systems mit weiteren Sternen des Haufens könnten die Umlaufbahn dann später auf ihre heutige, viel kleinere Größe verändert haben.

Alternativ ist möglich, dass das System gar nicht aus zwei, sondern aus drei Komponenten besteht: Zwei massereiche Sterne anstelle von einem, die eng umeinander umlaufen, und zusätzlich noch der Stern mit einer einzigen Sonnenmasse, der das massereiche Paar in einem größeren Abstand umkreist. Die beiden massereichen Sterne könnten sich in solch einer Situation gegenseitig daran hindern, zu Überriesen zu werden. Das 10-Sonnenmassen-Objekt wäre dann nicht ein einzelnes Schwarzes Loch, sondern ein Paar sich eng umkreisender schwarzer Löcher. Da die Gravitation eines solchen doppelten schwarzen Lochs etwas anders auf den masseärmeren Stern wirken würde als bei einem einzelnen schwarzen Loch, könnten zukünftige genauere Beobachtungen diese Möglichkeit bestätigen oder ausschließen.

Alles in allem ist Gaia BH1 mindestens drei Dinge in einem: Es ist die Entdeckung des uns nächsten bekannten schwarzen Lochs. Es verspricht zahlreiche ähnliche Entdeckungen in den nächsten Jahren. Es zeigt uns aber auch die Grenzen des astronomischen Wissens über die Entstehung von Doppelsternsystemen bzw. von Mehrfachsternsystemen auf.

Hintergrundinformationen
Die hier beschriebene Forschungsarbeit wurde unter dem Titel „A Sun-like star orbiting a black hole“ („Ein sonnenähnlicher Stern, der ein schwarzes Loch umkreist“) von Kareem El-Badry et al. zur Veröffentlichung in den Monthly Notices of the Royal Astronomical Society angenommen.

Die beteiligten MPIA-Forscher sind Kareem El-Badry (weitere Affiliationen: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics und Harvard Society of Fellows), Hans-Walter Rix, Rhys Seeburger, Silvia Almada Monter und Jennifer Wojno.

Originalveröffentlichung
Kareem El-Badry, Hans-Walter Rix, Eliot Quataert, et al.
A Sun-like star orbiting a black hole
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (2022)
dx.doi.org/10.1093/mnras/stac3140, https://arxiv.org/abs/2209.06833, pdf: https://arxiv.org/pdf/2209.06833.

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• Schwarze Löcher

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Quelle: Universität Innsbruck 19. September 2022.

19. September 2022 – Vom Baby bis zum Teenager: Sterne in ihren „jungen Jahren“ stellen die Wissenschaft vor große Herausforderungen. Der Prozess der Sternentstehung ist besonders komplex und schwer in theoretischen Modellen abzubilden. Eine der wenigen Möglichkeiten, um mehr über die Entstehung, die Struktur oder das Alter von Sternen zu erfahren, ist das Beobachten ihrer Schwingungen. „Vergleichbar mit der Erforschung des Erdinneren mithilfe der Seismologie können wir aus den Schwingungen von Sternen ebenso Aussagen über ihren inneren Aufbau und damit auch über ihr Alter treffen“, sagt Konstanze Zwintz. Die Astronomin gilt als Pionierin auf dem jungen Forschungsgebiet der Asteroseismologie und leitet die Forschungsgruppe „Sternentwicklung und Asteroseismologie“ am Institut für Astro- und Teilchenphysik der Universität Innsbruck. Die Lehre von Sternschwingungen hat sich in den letzten Jahren stark weiterentwickelt, nicht zuletzt da sich die Möglichkeiten der präzisen Beobachtung durch Teleskope im Weltraum wie TESS, Kepler und James Webb auf vielen Ebenen verbessert haben. Diese Fortschritte werfen nun auch neues Licht auf jahrzehntelang gängige Theorien zur Entwicklung von Sternen.

Mit neuem Modell zur Stunde Null des erwachsenen Sterns
Sterne werden als „Kinder“ bezeichnet, solange sie in ihrem Kern noch nicht Wasserstoff zu Helium verbrennen. In diesem Stadium befinden sie sich auf der so genannten Vorhauptreihe, nach dem Zünden werden sie erwachsen und wechseln auf die Hauptreihe. „Die Forschung zu Sternen hat sich bislang vor allem auf die Phase des erwachsenen Sterns – wie es beispielsweise unsere Sonne ist – fokussiert“, sagt Thomas Steindl, Mitarbeiter in der Arbeitsgruppe von Konstanze Zwintz und Hauptautor der Studie. „Auch wenn es auf den ersten Blick nicht sehr intuitiv klingt, aber bislang wurde die Entwicklung der Vorhauptreihe kaum beachtet, da die Phase sehr turbulent und schwer zu modellieren ist. Erst die technologischen Fortschritte der letzten Jahre erlauben uns einen genaueren Blick in die Kindheit der Sterne – und damit auch auf jenen Moment, an dem der Stern beginnt Wasserstoff zu Helium zu fusionieren.“ In ihrer aktuellen Studie legen die beiden Innsbrucker Forscher*innen nun ein Modell vor, mit dem die Phase vor dem Erwachsenwerden der Sterne realistisch abgebildet werden kann. Zugrunde liegt dabei das Open-Source-Sternentwicklungsprogramm MESA (Modules for Experiments in Stellar Astrophysics). Inspiriert durch einen Vortrag des Astronomen Eduard Vorobyov von der Universität Wien bei einer Tagung im Jahr 2019, verfeinerte Thomas Steindl in monatelanger Arbeit die Methode, wie mithilfe dieses Sternentwicklungscodes die chaotische Phase der frühen Sternentstehung nachgebildet werden kann, um anschließend deren spezifische Schwingungen vorherzusagen.

„Unsere Daten zeigen, dass Sterne auf der Vorhauptreihe in ihrer Entwicklung einen sehr chaotischen Verlauf nehmen, den wir nun aber trotz seiner Komplexität auch in unserem neuen theoretischen Modell heranziehen können“, so Steindl. Dadurch zeigt der Astronom, dass die Art und Weise der Entstehung des Sterns Auswirkungen auf das Schwingungsverhalten auch nach dem Zünden auf der Hauptreihe hat: „Die Kindheit hat einen Einfluss auf das spätere Pulsieren des Sterns: Das klingt sehr simpel, es wurde aber tatsächlich bezweifelt. In den klassischen Theorien ging man davon aus, dass die Zeit vor dem Zünden schlicht irrelevant ist. Das stimmt so nicht: Vergleichbar mit einem Musikinstrument führen schon feinste Unterschiede im Zusammenbau zu signifikanten Änderungen im Ton. So beschreiben unsere modernen Modelle die Schwingungen in realen Sternen besser.“

Konstanze Zwintz freut sich über diese Entdeckung und blickt sehr optimistisch in die Zukunft: „Ich war bereits vor etwa 20 Jahren, als ich erstmals die Schwingung eines Sternes vor mir auf dem Bildschirm gesehen habe, überzeugt davon, die Bedeutsamkeit der frühen Sternentwicklung auf den ‚erwachsenen‘ Stern eines Tages belegen zu können. Dank der großartigen Arbeit von Thomas Steindl ist uns das nun gelungen: Definitiv ein Heureka-Moment für unsere Arbeitsgruppe und ein weiterer Grundstein für ein besseres Verständnis der Wachstumsschritte von Sternen.“

Publikation
The imprint of star formation on stellar pulsations. Thomas Steindl, Konstanze Zwintz, Eduard Vorobyov. Nature Communications 2022
DOI: 10.1038/s41467-022-32882-0
https://www.nature.com/articles/s41467-022-32882-0

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