Archive for the 'Sternenwelten' Category



Dunkelblaue Farbe von Exoplanet HD 189733b bestätigt

ESA, NASA, Giovanna Tinetti, Martin Kornmesser

„Die Analyse des Lichts des Sterns HD 189733 ergab, dass der ihn umkreisende Exoplanet eine dunkelblaue Version von Neptun sein könnte.“ Das schrieb ich 2010 in einem Artikel, und nach den ersten Hinweisen liegen nun neue Ergebnisse vor, nach denen die 63 Lichtjahre entfernte Welt tatsächlich ein dunkelblau gefärbter Gasplanet sein soll. Eine Forschergruppe stellt dies aktuell in einem Fachartikel („deep, dark blue“) und in einer Presseveröffentlichung („deep, azure blue“) vor. Für die Untersuchung wurde am 20. Dezember 2012 der 7,7mag helle Stern mit dem Hubble-Weltraumteleskop angepeilt, während vier Orbits wurden dann mit dem STIS-Spektrografen 102 Spektren in fast vier Stunden Beobachtungszeit aufgenommen. Beobachtet wurde nicht die Transitphase des (unsichtbaren) Planeten, sondern die sekundäre Bedeckung, wenn also der umkreisende Gasriese fast vom Stern selbst bedeckt wird. Das Spektrum von HD 189733 mit einer zusätzlich Sternlicht reflektierenden Planetenoberfläche sieht anders aus, als ein Spektrum ohne ein begleitendes Objekt im System. Das lässt sich tatsächlich nachweisen, so dass sich HD 189733b im Sternspektrum bemerkbar macht.

Bei der Auswertung der Spektren – aufgenommen zwischen 290 (UV-Bereich) und 570 Nanometer (sichtbares Licht) – fand das Team einen signifikanten Anstieg des Rückstrahlungsvermögens bei kurzen Wellenlängen: Im UV-Bereich liegt die Albedo bei 40 Prozent, während es im grüngelben Teil des Optischen weniger als 12 Prozent sind. Etwas in der Planetenatmosphäre sorgt dafür, dass sie im Ultravioletten viel mehr Sternlicht reflektiert und damit heller erscheint. Glastropfen aus Magnesium-Silikaten, die mit 7.000 Stundenkilometern durch die über 1.000 Kelvin heiße Gashülle getrieben werden, hält man u.a. für wahrscheinlich. Mineralien wie diese sollen das Licht des Heimatsterns so streuen, dass der Gasplanet mit bloßem Auge dunkelblau erscheinen würde. Hell dagegen erscheint temperaturbedingt der Fleck – Hot Spot genannt -, der immer in Richtung Stern weist, da der Planet wie der Mond eine gebundene Rotation hat. „Our best-fit albedo values imply that HD 189733b would appear a deep blue color at visible wavelengths.“ Im Gegensatz dazu entsteht Neptuns blaue Atmosphäre durch Methan, das den Rotanteil des Sonnenlichts absorbiert und das Blau streut.

12.07.2013

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1971: Die Geburt des Planetarischen Nebels CRL 618

Das kompakte Objekt CRL 618 im Sternbild Fuhrmann stand auch schon mal auf meiner Beobachtungsliste, ohne jedoch wirklich eine Ahnung zu haben, welche Helligkeit es eigentlich haben soll. Mittlerweile weiß ich, dass der 18,0mag schwache Exot sogar mit 20 Zoll Öffnung unsichtbar bleibt und selbst der erfahrene Deep-Sky-Beobachter Reiner Vogel schreibt „tauchte mit 22″ bei 500x indirekt immer wieder am Rand der Wahrnehmung auf“. Da kann ich ja mit dem 14,5-Zöller lange suchen. Manche Objekte – seien sie noch so interessant – bleiben dann doch den Profis oder zumindest den Astrofotografen vorbehalten. Meist wird CRL 618 in der Literatur als Protoplanetarischer Nebel (PPN) klassifiziert, wie nun aber Astronomen aus Schweden und Mexiko mit ihrer Veröffentlichung zeigen, hat die Verwandlung in einen Planetarischen Nebel bereits begonnen – vor nämlich 42 Jahren. Mit diesem Objekt ist somit die „kurze“ Übergangsphase quasi in Echtzeit beobachtbar.

Außer einer bipolaren Stuktur, zeigt das obige HST-Bild einen orangefarbenen Knoten etwa mittig zwischen den länglichen Nebelmassen. Es ist der typische Farbton der H-alpha-Emission (Entstehung durch Anregung des Wasserstoffs), was bereits erkennen lässt, dass hier die Ionisation schon begonnen hat. Mit der Untersuchung von 1982, 1983, 1990, 1992, 1995, 1998 und 2007 mit dem VLA in New Mexico aufgenommenen Radiodaten dieses zentralen Knotens, erhielten die Astronomen einen Einblick in die dynamische Entwicklung von CRL 618. Mit den Daten bei Frequenzen von 22 GHz (1,3cm Wellenlänge) und zusätzlich 5 GHz (6cm Wellenlänge) stellten sie fest, mit welcher Rate die Größe der Quelle zunnimmt, so dass sich daraus als Beginn dieser Entwicklung das Jahr 1971 errechnen ließ. Wie außerdem jüngst eine andere Arbeit zeigte, sind die länglichen Nebelfilamente vermutlich auch erst in einem Zeitraum von 100 bis 200 Jahren entstanden. Und in wenigen Jahrhunderten wird aus dem heutigen Reflektionsnebel, in dem die Ionisation eben erst begonnen hat, ein leuchtender bipolarer Planetarischer Nebel wie der klassische NGC 6302 geworden sein – sichtbar schon in Teleskopen mit mittlerer Öffnung.

23.06.2013

Größter Röntgenflare von Algol beobachtet

Mercedes Richards

So stellt man sich heute das bedeckungsveränderliche Sternsystem Algol im Perseus künstlerisch vor. Allein in den letzten Jahren offenbarte sich mit hoch auflösenden Radiobeobachtungen und 3D-Doppler-Tomografie (Paper 2010, Paper 2012, Pressemeldung) der kühlere Begleiter als eine äußerst aktive Sonne – mit Protuberanzen und noch viel höheren und heißeren koronalen Plasmabögen, sog. Coronal Loops. Auch energiereiche Ausbrüche werden immer wieder registriert, so zuletzt vor 2  ½ Wochen. Die Beobachtung gelang mit dem kaum bekannten japanischen Röntgendetektor MAXI an Bord der Raumstation ISS. Am 22. Februar registrierte es einen sehr starken Röntgenflare von Algol, wobei die magnetische Entladung Energien freisetzte, die einer Plasmatemperatur von 200 Millionen Kelvin entsprechen. Innerhalb der fünf Minuten des Flares wurde eine Röntgenleuchtkraft von bis zu 5×10^32 erg/s erreicht, was ihn zum stärksten mit MAXI registrierten Algol-Ausbruch macht.

12.03.2013

Neues Bild zur Entwicklung von Beteigeuze

Links: Xavier Haubois (Observatoire de Paris), http://arxiv.org/abs/0910.4167
Rechts: Andrea Chiavassa (Université Libre de Bruxelles), http://www.graal.univ-montp2.fr/hosted/chiavassa/

Beteigeuze, der linke Schulterstern des Orion, ist sicher ein einzigartiges Studienobjekt für die Untersuchung von Roten Überriesen. Und das schon allein dadurch, dass sich mit interferometrischen Beobachtungsmethoden sein nur 0,045 Bogensekunden kleines Sternscheibchen (links) detailreich auflösen lässt, womit die theoretischen Astrophysiker immer bessere dynamische Modelle der Konvektionszellen (rechts) erstellen können. Weiter im obigen Bild ist maßstabsgerecht die Größe der Umlaufbahn der Erde um die Sonne (2 AE) dargestellt. Bei einer angenommenen Entfernung von 250 pc (815 Lichtjahre) wäre der scheinbar 45 Millibogensekunden große Beteigeuze ein wahrer Superstar mit 1.200 Sonnendurchmessern entsprechend 11 AE. Nach der vorliegenden Datenlage geht von dieser Distanz auch der Autor aus, der in dieser Arbeit über den „Betelgeuse Workshop 2012“ letzten November in Paris berichtet.

Oben: ESA/Herschel/PACS/Leen Decin

Neben den noch unsicheren Entfernungsangaben, seinen Zustandsgrößen wie Masse und Rotation, wurde hier über die gesamte Entwicklung von Beteigeuze diskutiert. Wie sich jetzt nachlesen lässt, zeichnete sich so auf dem Seminar ein neues Bild des Roten Überriesen ab. Einiges scheint etwa darauf hinzudeuten – Bewegungsrichtung, Geschwindigkeit und die im Infraroten sichtbare Schockfront -, dass Beteigeuze in der Sternassoziation Orion OB1a, die sich um den 5,0mag-Stern 25 Ori anordnet, vor 9,3 Millionen Jahren mit 20 Sonnenmassen geboren wurde; die OB1b-Gruppe bildet beispielsweise den Oriongürtel. Der Sterngigant befand sich anfangs in einem Doppelsternsystem, erhielt von seinem etwas massereicheren Begleiter zusätzlichen Drehimpuls und wurde schließlich vor 1,1 Millionen Jahren herausgekickt, als dieser als Supernova explodierte. Nach seiner Phase als leuchtkräftiger Blauer Überriese (vergleichbar mit Rigel), befindet sich Beteigeuze seit ein paar 10.000 Jahren nun im 300.000 Jahre dauernenden Stadium eines Roten Überriesen, in dem Massenverlust und Staubproduktion weiter zunehmen werden, so dass er letztlich dem staubumhüllten Überriesen VY CMa ähnelt. Nach dieser kühlen Phase seines Sternlebens heizt er sich erneut auf und wird wie der Vorgängerstern der Supernova 1987A als Blauer Überriese vermutlich in einer Typ-IIb-Supernova explodieren.

Dann wird der rote Sterngigant von heute, 3.600 Kelvin heiß, schätzungsweise 15,7 Sonnenmassen schwer und 125.000 Sonnenleuchtkräfte hell, als -10,0mag helle Supernova am Winterhimmel strahlen(!), aber bis dahin sind es noch einige 100.000 Jahre hin.

08.03.2013

V900 Mon: Amateurentdeckung eines eruptiven Protosterns

2011 (links): Adam Block/Mount Lemmon SkyCenter/University of Arizona;            1953 (rechts): POSS-I (First Palomar Observatory Sky Survey)

Und noch eine weitere Amateur-Beobachtung, wobei es sich hier sogar um eine Entdeckung handelt. Mensch, da hätte ich aufgrund dieser Nachricht von Deep-Sky-Beobachter Reiner Vogel fast den Austritt von Io gestern Abend verpasst, wirklich in allerletzter Minute schaffte ich es dennoch zum Dobson und verfolgte das Schauspiel am Jupiter. Im Astrotreff-Forum berichtete er über eine im November 2009 gemachte Entdeckung des Hobbyastronomen Jim Thommes. Unter einem Wüstenhimmel Südkaliforniens entstand damals mit seinem C8-Teleskop und über zwei Stunden Belichtungszeit eine Aufnahme, mit der der Astrofotograf den veränderlichen Stern V900 Mon bzw. vielmehr einen neuen Nebel entdeckte. Das oben gezeigte Bild zeigt links eine aktuellere Aufnahme des neuen Nebels, fotografiert von Adam Block im November 2011, und rechts ein fast 59 Jahre älteres Bild, auf dem an der selben Position ein kaum sichtbarer Stern – schwächer als 20,0mag – zu erkennen ist.

Dass V900 Mon eine Neuentdeckung sein muss, sieht man schon allein daran, dass in der Simbad-Datenbank nur vier Literaturquellen gelistet sind, der erste Fachartikel (PDF) erschien erst vor einem Jahr. Nach der Entdeckung mit dem C8 eines Amateurs richteten die Fachastronomen u.a. Großteleskope wie die beiden Keck-Teleskope und das Gemini North Telecope auf das neue Objekt. Anhand der ersten spektroskopischen Untersuchungen und dem Helligkeitsausbruch von über vier Größenklassen konnte nachgewiesen werden, dass es sich um ein sog. FU-Ori-Objekt handelt. Diese durch heftige Akkretionsvorgänge ausgelöste sehr aktive FUor-Phase wird meist bei sonnenähnlichen Protosternen (Klasse-I-YSO (Young Stellar Object)), aber auch noch im klassischen T-Tauri-Stadium (Klasse-II-YSO) beobachtet; selbst für die sehr junge Sonne werden solche Ausbrüche angenommen.

V900 Mon wird jetzt als leuchtkräftiges Klasse-I-YSO klassifiziert, so dass es sich bei der 3.600 Lichtjahre entfernten Sonne um einen eruptiven Protostern handelt, sein Alter sollte daher nur zwischen 100.000 und 500.000 Jahre liegen. Staub in seiner unmittelbaren Nähe lässt den eigentlich unsichtbaren  Stern nun sichtbar werden, denn das Licht des Helligkeitsausbruchs streut sich an den Staubteilchen seiner Geburtswolke. Dieser neue Reflexionsnebel stellt sogar eine Herausforderung für den visuellen Beobachter dar. Er dürfte wie ein winziges Nebelscheibchen aussehen und die Helligkeit sollte so um die 15,0mag liegen. „Auch im 14″ war er kein schwieriges Objekt“, heißt es nach dem ersten Beobachtungsversuch, so dass ich es auch mal mit meinem 12-Zöller versuchen werde.

Klasse-I-Protostern; ESA, Christophe Carreau

07.03.2013

Reipurth, B., Aspin, C., & Herbig, G. (2012). V900 MON AND THOMMES’ NEBULA: A NEW FUor IN MONOCEROS The Astrophysical Journal, 748 (1) DOI: 10.1088/2041-8205/748/1/L5

Kepler: Exoplanet mit Mondgröße entdeckt

Unter dunklem Himmel ist er schon mit einem stativgestützten 10×50-Fernglas zu sehen: Ein 9,8mag-Stern, der in den Datenbanken des Kepler-Weltraumteleskops als Kepler-37 (auch KIC 8478994 oder KOI-245) gelistet ist. Zu finden ist er im nördlichen Teil des Sternbildes Leier nur 0,5 Grad über dem hellen Stern 13 Lyr. Bei dieser fernen Sonne (0,8 Sonnenmassen, 0,77-fache Sonnengröße, 5.400 Kelvin) gelang jetzt mit dem Planetensucher Kepler die Entdeckung von gleich drei Exoplaneten, die aber alle sehr dicht an ihrem Heimatstern stehen. Die Abstände betragen tatsächlich nur 0,1 bis 0,2 AE und die Umlaufzeiten liegen zwischen 13 und 40 Tagen. Auch wenn alle drei Welten unbewohnbar heiß sein dürften, befindet sich unter ihnen auch der kleinste Planet, der bisher mit dem satellitengestützten Teleskop entdeckt wurde. Über den innersten Planeten, Kepler-37b, der tatsächlich kleiner als Merkur und nur etwa so groß wie unser Mond ist (genauer: 3.900 Kilometer oder 0,3-fache Erdgröße), berichtet heute online das Magazin Nature: „A sub-Mercury-sized exoplanet“.

Selbst wenn Kepler-37b nur eine 350 Grad (630 Kelvin) heiße Gesteinskugel mit fast Mondgröße ist, auf dem sogar Blei schmilzt, ist es doch umso erstaunlicher, dass die Detektoren des Kepler-Satelliten so empfindlich sind. Der Durchmesser des etwa 215 Lichtjahre fernen sonnenähnlichen Sterns konnte nämlich mit astroseismologischen Methoden auf 3 Prozent genau bestimmt werden, was schließlich zu der präzisen Größenbestimmung der umkreisenden Planeten führte.

NASA, Ames, JPL, Caltech

20.02.2013

Radio-Lichtkurve erster Hinweis auf Exoplaneten-Magnetfeld?

BD+47 2936 ist ein 9,6mag heller Stern in Argelanders „Bonner Durchmusterung“, bei dem genau 150 Jahre danach Anfang 2009 ein Exoplanet entdeckt bzw. darüber berichtet wurde. Er wird zu der Klasse der sog. Hot Neptunes gezählt und erhielt die Bezeichnung HAT-P-11b. Seine Sonne steht 123 Lichtjahre entfernt in etwa zwischen den Sternen delta und 26 Cyg im Sternbild Schwan. Mitte Juni 2009 wurde bei einer über 9 ½ Stunden langen Beobachtung am indischen Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT) bei einer Frequenz von 150 MHz eine kompakte Radioquelle entdeckt, die bis auf 14 Bogensekunden genau mit der Position des Exoplaneten-Systems übereinstimmte. Darüber wird heute in diesem Fachartikel berichtet.

In den zwei Stunden, in denen der Transitplanet hinter seinem Stern vorbeizog, wurde keine Radioemission empfangen, außerhalb des Durchgangs konnte jedoch eine Flussdichte von 3,9 mJy (Millijansky) registriert werden. Mit einer 3-Sigma-Signifikanz gehen die Astronomen nun davon aus, dass sie hier tatsächlich die allererste Radio-Lichtkurve eines extrasolaren Planeten aufgenommen haben, selbst wenn eine weitere Beobachtung Mitte November 2010 leider ein Negativresultat lieferte. Das 2009 detektierte variable Radiosignal würde auf ein exoplanetares Magnetfeld in der Größenordnung von 50 Gauß hindeuten, was 3 bis 4 Mal stärker wäre als Jupiters Magnetfeld, das an den Polen eine magnetische Flussdichte bis zu 14 Gauß erreicht. Da HAT-P-11b nur einen mittleren Abstand von 0,05 AE zu seiner Sonne hat, würde die Radioemission durch direkte Wechselwirkung des planetaren mit dem stellaren Magnetfeld (gefüllt mit Plasma der Korona und des Sternwindes) entstehen.

Radio-Lichtkurve von HAT-P-11b; http://arxiv.org/abs/1302.4612

20.02.2013


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