Fast 200 Seiten zur Verfinsterung von epsilon Aur online

Mit einer zum Jahresanfang online erschienenen Spezialausgabe des „Journal of the American Association of Variable Star Observers“ stellten vergangene Woche die amerikanischen Veränderlichen-Beobachter der AAVSO die Highlights ihrer Kampagne zur letzten Sternbedeckung des Veränderlichen epsilon Aur vor. Auf rund 190 Seiten widmen sie sich den verschiedenen Beobachtungsergebnissen zur weltweit verfolgten Sternfinsternis der außergewöhnlichen und rätselhaften Sonne epsilon Aur und dem dazugehörigen Citizen-Science-Portal Citizen Sky. Alle Artikel zu diesem Thema sind so auf einen Blick sichtbar und als PDF-Dateien frei zugänglich.

Darunter findet sich auch die letzte Auswertung der während der Sternbedeckung entdeckten veränderlichen Kaliumlinie, über die ich schon im Juli berichtete. Mit dem Beitrag „An Artist’s Note on Art in Science“ stellt sich auch der Künstler Nico Camargo vor, dessen Draufsicht auf das Sternsystem epsilon Aur den heutigen Kenntnisstand zur wahren Natur des wohl rätselhaftesten Bedeckungsveränderlichen – mit elongierter Staubspirale mit kleinen Lücken – vermutlich am besten wiedergibt.

Nico Camargo, http://www.citizensky.org

07.01.2013

PH2 nächster Exoplanet der Planet Hunters – und 42 neue Kandidaten

„This publication has been made possible by the participation of more than 200,000 volunteers in the Planet Hunters project.“ Diesen Satz findet man in der heute veröffentlichten Entdeckungsmeldung zum zweiten Exoplaneten-Fund der Amateur-Planetenjäger. Die Planet Hunters entstanden 2010 im großen Citizen-Science-Netzwerk Zooniverse, vor weniger als drei Monaten stellten sie ihren ersten bestätigten Exoplaneten vor und legen nun schon die nächsten vielversprechenden Resultate ihrer Datenanalyse nach.

Bereits im Juli kommentierte Planet Hunter Kian Jek im Forum die Kepler-Lichtkurve des Sterns KIC 12735740: „Estimated 1.12x RJ planet at 0.862AU. With a Teq of 292K, it’s in the HZ!“ Hinter dieser Nummer verbirgt sich ein 13,0mag-Stern, der sich im Sternbild Schwan an der Position 19 19 03.264 +51 57 45.36 genau zwischen zwei Sternen 9. Größe befindet. Mittlerweile ist man sich zu 99,92% sicher, dass um diesen sonnenähnlichen Stern (0,94 Sonnenmassen, 5.600 Kelvin) ein kühler Gasriese (130.000 Kilometer, 280 Kelvin bzw. 10 Grad) von etwa Jupitergröße genau im richtigen Abstand (0,83 AE, 9 ½ Monate) kreist, so dass er sich in der habitablen Zone (HZ) befindet. So lässt sich ebenso wieder über lebensfreundliche Monde spekulieren, die den Exoplanet PH2 umkreisen könnten.

Wie außerdem berichtet wird, fand man in den Archivdaten des Weltraumteleskops Kepler sogar noch 42 neue Exoplaneten-Kandidaten, wobei 33 davon schon mit mindestens drei Transits beobachtet wurden. Das interessanteste Objekt in der Liste ist zugleich der kleinste Kandidat: KIC 4947556, ein kühler 14,0mag heller Stern, könnte vermutlich in der habitablen Zone von einer kühlen Supererde umkreist werden. Im August wurde dazu die erste Auswertung der Lichtkurve im Forum der Planet Hunters gepostet. Der Planet soll die 2,6-fache Erdgröße und eine Temperatur von 277 Kelvin (4 Grad) haben, die Umlaufzeit im Abstand von 0,5 AE beträgt etwa 4 ½ Monate. Allerdings ist der Kandidat erst zu 76% sicher und zur besseren Einschätzung fehlt noch eine Massenbestimmung, was angesichts des lichtschwachen Sterns nicht so leicht ist.

Lichtkurve von KIC 4947556: Kian Jek (Planet Hunters)

07.01.2013

Wie entstehen heiße Kohlenstoffsterne?

Wenn sich Sterne mit wenigen Sonnenmassen ihrem Lebensende nähern, blähen sie sich zu Riesensternen auf, wobei sie sich – falls der produzierte Kohlenstoff in der Sternhülle überwiegt – zu sog. Kohlenstoffsternen entwickeln können. Sie werden je nach  Temperatur und chemischer Zusammensetzung ihrer ausgedehnten Atmosphären in drei Spektralklassen (N, R und J) eingeteilt; allerdings geht man heute davon aus, dass sich die chemischen Besonderheiten aller Kohlenstoffsterne nicht durch einen einzigen Entwicklungsweg physikalisch erklären lassen.

Zwei Astrophysiker haben jetzt neue Sternmodelle analysiert und wollen so heiße Kohlenstoffsterne des R-Typs (hellster Vertreter HD 112127) und zugleich die kühlen J-Sterne (hellste Vertreter sind Y CVn und RY Dra) erklären. Denn trotz ihres Temperaturunterschiedes zeigt die Chemie beider Sterntypen Ähnlichkeiten: so etwa eine Überhäufigkeit an Lithium, die im Falle von R-CrB-Sternen durch die Verschmelzung von zwei Weißen Zwergen entstehen soll. Dieser Ansatz wird nun auch bei den Kohlenstoffsternen aufgegriffen, wobei von fünf Sternmodellen die Subduktionstheorie (siehe Bild) am besten funktioniert: Ein 0,4 Sonnenmassen schwerer heliumreicher Weißer Zwerg wird von einem Riesenstern verschluckt und verschmilzt danach mit dessen Kern.

Nach diesem Modell beträgt die Lebensspanne von heißen R-Sternen 60 Millionen Jahre, die kühlen J-Sterne sollen dabei nur in einer sehr kurzen Phase von lediglich einer Million Jahre zu finden sein. Außerdem passt die Theorie sehr gut zu den 15 R-Kohlenstoffsternen – darunter auch der 6,9mag-Stern HD 112127 -, mit denen sie überprüft wurde. Im Fall eines 8,7mag hellen exotischen Exemplars der J-Klasse nehmen die Astrophysiker sogar an, dass „HD 100764 might be a very recent merger currently evolving towards the J-star phase“.

07.01.2013

Neue Geschwindigkeitsmessung der Gravitation

Wie schnell breitet sich die Schwerkraft aus? Zwei Physiker konnten schon vor 10 Jahren zeigen – immerhin mit 20% Genauigkeit -, dass sie sich mit Lichtgeschwindigkeit auszubreiten scheint. Wie nun berichtet wird, liefert jetzt eine Gruppe chinesischer Wissenschaftler, die schon seit März 1997 u.a. mit Sonnenfinsternissen Untersuchungen zur Geschwindigkeit der Gravitation durchführt, neuere und stärkere Beweise für diese Ansicht. In ihrer Veröffentlichung, die im Januar in einem Fachmagazin erscheint, beschreiben sie, wie mit einem klassischen Newton’schen Formalismus für Gezeitenkräfte und hochempfindlichen PET-Gravimetern (PET = Portable Earth Tide) mit Rubidium-Atomuhren eine Genauigkeit von 5% erreicht wurde. Die Messungen wurden im Juli und August 2009 zum Zeitpunkt von Neu- oder Vollmond jeweils zeitgleich an zwei Standorten nahe der westlichen Grenzen Chinas durchgeführt, um tatsächlich nur die Anziehungskräfte auf die Erdoberfläche und nicht auf die Wassermassen der Ozeane zu messen. Mit den Messdaten konnten die chinesischen Physiker schließlich berechnen, dass sich die Gravitation mit dem 0,93- bis 1,05-fachen der Lichtgeschwindigkeit ausbreiten muss.

28.12.2012 

Zwei Supererden in habitabler Zone von tau Cet vermutet

Heute können bei der Suche nach Exoplaneten mittels des Doppler-Effekts (Radialgeschwindigkeitsmethode) immer winzigere Bewegungsunterschiede beobachtet werden und um den Störeinfluss der empfindlichen Detektoren selbst minimieren zu können, hat sich nun ein internationales Forscherteam unter Leitung englischer Astronomen mit diesem Hintergrundrauschen beschäftigt. Sie entwickelten eine neue Technik, mit der sich das von den Präzisionsinstrumenten ausgehende Rauschen besser unterdrücken lässt und  wählten als Fallbeispiel den zweitnächsten sonnenähnlichen Stern tau Cet (Spektraltyp G8, 0,8-fache Sonnenmasse und -größe) aus. Es wurden u.a. Datenmengen des HARPS-Spektrografen (4.398 Einzelmessungen von fast 6 Jahren) und des HIRES-Spektrografen (567 Einzelmessungen von 9 ½ Jahren) untersucht und durch die Anwendung der neuen Analysemethode fanden sie schließlich bei dem 12 Lichtjahre entfernten Stern gleich fünf neue Exoplaneten-Kandidaten. Über diese Entdeckung wird heute hier und hier berichtet, der Fachartikel findet sich hier.

PHL @ UPR Arecibo

Zumindest nach den errechneten Minimumsmassen handelt es sich bei den Kandidaten allesamt um Supererden, da ihre Massen zwischen 2 und 6,6 Erdmassen liegen. Besonders interessant scheinen hier die Kandidaten tau Cet e (4,3 Erdmassen) und f (6,6 Erdmassen) zu sein, denn mit Abständen von 0,55 und 1,35 AE bzw. Umlaufzeiten von 168 und 642 Tagen befinden sie sich in der habitalen Zone ihrer Sonne – wo also Wasser in flüssiger Form möglich ist. Mit ihrer neuen Technik konnten die Astronomen die Empfindlichkeit bei der Datenanalyse (0,3 m/s statt des bisher kleinsten Geschwindigkeitswertes von 0,56 m/s) steigern, doch erstmal muss dieses Verfahren auch unabhängig bestätigt werden. Dies gibt auch der Entdecker des Exoplaneten bei alpha Cen B, der erst vor zwei Monaten bekanntgegeben wurde, zu bedenken und ergänzt: „If the planet is really there, it would be the best candidate so far to harbour life.“

Der Stern tau Cet ist 3,5mag hell und steht im Walfisch rund 15 Grad östlich von beta Cet, dem hellsten Stern des Herbststernbildes.

PHL @ UPR Arecibo

19.12.2012

HD 195592: Schneller Stern im Gammalicht

HD 195592 ist ein 30-Sonnenmassen-Stern mit einer Temperatur von 30.000 Kelvin (Spektraltyp O9,5) und strahlt mit 300.000 Sonnenleuchtkräften, weshalb der Riesenstern selbst aus einer Entfernung von 3.600 Lichtjahren noch in einem Fernglas sichtbar ist. Die ferne Sonne steht als 7,1mag heller Lichtpunkt – etwas abseits – zwischen den Sternen Deneb und Sadr im Sommersternbild Schwan. Der massereiche Stern wurde vermutlich vor 3 Millionen Jahren aus dem Sternhaufen M 29 herausgeschleudert und ist seitdem als Schnellläufer bzw. Runaway Star unterwegs. Durch eine Geschwindigkeit von 40 km/s hat sich in 5,6 Lichtjahren Abstand vor dem Stern eine Bugwelle, eine Verdichtung des interstellaren Mediums, gebildet – ähnlich des bekannten Bowshocks von LL Ori im Orionnebel M 42 (Bild unten).

Erst kürzlich wurde dieser schnelle Stern mit einer Gammastrahlenquelle des Weltraumteleskops Fermi in Verbindung gebracht und wie nun heute  argentinische Astronomen berichten, ist man bereits auf der Suche nach dem Ursprung des Gammaleuchtens. HD 195592 ist zwar ein Doppelstern mit vielleicht insgesamt 50 Sonnenmassen, kollidierende Sternwinde können aber nicht für die Gammaphotonen verantwortlich sein. Stattdessen vermuten sie den Beschleunigungsmechanismus in der Bugwelle des Sterns. Mit der einfachsten und gleichzeitig konservativsten Hypothese gelangen die Forscher zu einem vielversprechenden Modell, in dem das Infrarotlicht des Staubes in der Schockfront durch Streuprozesse auf sehr hohe Energien beschleunigt wird, wobei letztlich auch Gammalicht emittiert wird. HD 195592 ist deshalb vermutlich „the very first object detected belonging to the category of gamma-ray emitting runaway massive stars“.

10.12.2012

V410 Tau: Erstmals Magnetfeld eines Sternflecks direkt gemessen

AIP

Seit mittlerweile 20 Jahren wird die magnetische Aktivität (Darstellung von 1992) des etwa 11,0 mag hellen Sterns V410 Tau spektroskopisch untersucht, zudem wurde 2010 die erste Zeeman-Doppler-Karte der Sternoberfläche veröffentlicht. Nur anhand des Sternspektrums konnte durch die Rotation des Sterns (Doppler-Effekt) und die Polarisation des Magnetfeldes (Zeeman-Effekt) erstmals der auffällige polare Sternfleck kartografiert werden. Bei diesemVerfahren reichte allerdings noch nicht die spektrale Auflösung aus, um etwa die Flussdichte des Magnetfeldes am Ort des Sternflecks zu bestimmen, erklärt Klaus G. Strassmeier in der Pressemitteilung: „Wenn ein Ort auf der Oberfläche am Stern dunkel ist, kommt von dort kein oder nur wenig Licht im Spektrographen an und die über die ganze Sternscheibe rekonstruierte Magnetfeldverteilung wird verfälscht oder sogar unterdrückt.“

Strassmeier und sein Kollege Thorsten A. Carroll, beide vom Astrophysikalischen Institut Potsdam (AIP), konnten nun – wie sie hier berichten – dieses Problem lösen. Mit der neuen Analysesoftware iMap ließen sich jetzt erstmals aus Sternspektren, aufgenommen im Oktober und Dezember 2008 sowie Januar 2009, simultan die Temperaturverteilung und die Verteilung des stellaren Magnetfeldes rekonstruieren. Diese gleichzeitige Tomografie-Betrachtung der Linienprofile in den Spektren macht es möglich, dass detailierte Temperaturkarten (Bild unten, obere Reihe) und Magnetfeldkarten (Bild unten, untere Reihe; die Polaritäten sind farblich codiert) erstellt werden können; bei der Abbildung ganz oben wurden beide Daten übereinander gelegt. So zeigt sich, dass der 500 Lichtjahre entfernte 1.000 Kelvin kühlere Sternfleck tatsächlich mit einem starken Magnetfeld (maximal 1.900 Gauss) zusammenhängt – so wie bei den Sonnenflecken unseres Heimatgestirns.

V410 Tau befindet sich noch in seiner T-Tauri-Phase und gehört deshalb mit einem Alter von nur 1,2 Millionen Jahren zu den Vor-Hauptreihensternen, er hat eine Masse von 1,4 Sonnenmassen und die zwei- bis dreifache Sonnengröße, außerdem steht der junge Stern scheinbar vor der Dunkelwolke Barnard 7.

AIP

06.12.2012

Stellarer Weißlicht-Flare mit 8,0mag-Helligkeitssprung

Im Rahmen des Mount Lemmon Survey (MLS), der mit dem 1,5m-Teleskop des Steward Observatory der University of Arizona durchgeführt wird, haben Astronomen vor genau einem Monat einen kurzen Helligkeitsausbruch entdeckt. Die Aufnahme vom 06. November um 6:38 MEZ lässt nichts an der Stelle erkennen (1. Bild), um 6:47 MEZ blitzte plötzlich ein 17,9mag helles Objekt auf (2. Bild), welches 20 Minuten später schon wieder an der 20,0mag-Grenze lag (3. Bild; der helle Stern über dem Kästchen ist 19,1mag hell) und verschwand. Weitere Aufnahmen sind übrigens hier zu finden. Das nur sehr kurz sichtbare Objekt befand sich an dieser Position 0,8 Grad südlich des Sterns omikron Psc und wurde als MLS121106:014420+082311 katalogisiert.

Die Suche nach dem extrem schwachen Stern, die Ende November/Anfang Dezember u.a. mit dem 10,4 Meter großen Spiegel des GTC auf La Palma durchgeführt wurde, war letztlich erfolgreich. Die erste Analyse der Bilddaten ergab, dass es sich bei dem im optischen Licht rund 26,0mag schwachen Objekt um einen kleinen Roten Zwerg des Spektraltyps M7 bis M8 handelt. Der am 06. November beobachtete Lichtblitz ist somit kein weit entfernter Gammastrahlenausbruch, was ebenfalls für möglich gehalten wurde, sondern ein sehr energiereiche Flare eines nahen Zwergsterns. Nur durch den großen Helligkeitssprung von etwa 8 Größenklassen wurde er für wenige Minuten 1.500 Mal heller und dadurch überhaupt erst sichtbar.

Auf diese Weise haben Astronomen in 1.900 Lichtjahren Entfernung einen gewaltigen Ausbruch auf einem roten Stern von Jupitergröße beobachtet. Bei diesem Weißlicht-Flare wurde die Energie von 6,5×10^24 Watt bzw. 6,5×10^31 erg/s freigesetzt, was im Vergleich zu unserer Sonne immerhin fast an den Carrington-Flare von 1859 (10^32 erg/s) herankommt bzw. einem solaren X-Flare entspricht.

06.12.2012

Radiogalaxie Hercules A hochaufgelöst

Zwischen den hellen Sternen kappa und lambda Oph im Schlangenträger befindet sich gleich hinter der Sternbildgrenze zum Herkules nahe des Sterns 45 Her ein fernes nur 17,5mag schwaches Objekt: Hercules A. Wie bei Cygnus A oder Centarus A verbirgt sich dahinter eine aktive Galaxie, die auch als Radioobjekt bekannt ist. Die Radiostrahlung entsteht dabei durch die Synchrotronstrahlung (beschleunigte Elektronen strahlen in Magnetfeldern) im Jet und blasenähnlichen Regionen weit außerhalb der Galaxie. Im Fall von Hercules A schießt die Materie von beiden Polen des supermassiven Schwarzen Lochs jeweils etwa eine Million Lichtjahre weit in die Umgebung.

Das neue detailierte Bild zeigt einen Himmelsausschnitt von etwa 3,5×2,5 Bogenminuten, es ist eine Überlagerung aus Radiodaten des VLA in New Mexiko und optischen Bilddaten des HST-Weltraumteleskops. Der auffällige Vordergrundstern gehört zu unserer Milchstraße und ist 12,2mag hell.

NASA / ESA + NRAO / AUI / NSF

Wie erst vor 20 Jahren entdeckt wurde, befindet sich in der zentralen Radioquelle ein Galaxienpaar. Der Abstand beträgt 4 Bogensekunden, was bei einer Entfernung von über 2 Milliarden Lichtjahren (Rotverschiebung von z=0,156) etwa 200.000 Lichtjahre bedeutet. Vielleicht wird bereits durch die Annäherung das 2,5 Milliarden Sonnenmassen schwere Schwarze Loch im Zentrum von Hercules A gefüttert, wodurch die nur im Radiobereich sichtbare Aktivität entsteht.

Eine hier gezeigte Darstellung macht zudem deutlich, wie die Astronomen des VLA die Radiogalaxie gewissermaßen abgetastet haben und wie sich mit zunehmenden Basislängen (22 Meilen = 35 Kilometer) die Auflösung erhöht.

NRAO / AUI / NSF

29.11.2012   

M 96 und andere überlappende Galaxien

Eine internationale Forschergruppe hat aktuell einen Katalog aus insgesamt 1.990 Galaxienpaaren, die sich gegenseitig überlappen, veröffentlicht. Diese Übersicht entstand unter Mitarbeit des Online-Astronomie-Projekts Galaxy Zoo, das im Sommer 2007 online ging und in dem die User Archivbilder von Galaxien aus der SDSS-Durchmusterung untersuchen. Unter den neuen Katalogeinträgen finden sich aber nicht nur lichtschwache Exemplare, denn beispielsweise auch bei der bekannten Galaxie M 96 im Löwen überlappen sich zwei Welteninseln. Neben der kleinen 15,0mag-Hintergrundgalaxie PGC 83335 auf dem unteren Bildrand, versteckt sich hier nämlich exakt hinter dem äußeren Spiralarmring eine ferne Milchstraße genau in Kantenlage.

ESO / Oleg Maliy

29.11.2012