Die X-Akten der Astronomie: Der Untote und seine Geister-Planeten

Gleich die allerersten entdeckten Exoplaneten geben bis heute gro?e R?tsel auf: Sie wurden an Orten gefunden, wo sie l?ngst vernichtet worden sein müssten.

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Von
  • Alderamin
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Dank immer besserer Technik, innovativen Ans?tzen und internationaler Kooperation erlebt die Astronomie eine Blüte. Doch w?hrend viele Beobachtungen dabei helfen, Theorien zu verfeinern oder auszusortieren, gibt es auch immer wieder Entdeckungen, die einfach nicht zu passen scheinen. Mysteri?se Signale, mutma?liche Verst??e gegen Naturgesetze und – noch – nicht zu erkl?rende Ph?nomene. In der ?ffentlichkeit wird dann gerne darüber diskutiert, ob es sich um Spuren au?erirdischer Intelligenz handelt, Wissenschaftler wissen, dass es am Ende fast immer eine natürliche Erkl?rung gibt. Aber überall wird die Fantasie angeregt.

In einer Artikelserie auf heise online werden wir in den kommenden Wochen einige solcher astronomischen Anomalien aus einer jüngst vorgestellten Sammlung vorstellen und erkl?ren, warum alle Erkl?rungsversuche bislang an ihnen scheitern.

Die X-Akten der Astronomie

In der Astronomie gibt es immer wieder Beobachtungen, die erst einmal nicht zu erkl?ren sind. W?hrend einige dahinter gleich Au?erirdische vermuten, erwarten sich andere neue Erkenntnisse über die Natur des Universums. Spannend sind sie allemal. heise online wirft einen Blick auf einige dieser bis dato nicht zu erkl?renden Anomalien.

K?nnen Planeten es überleben, wenn ihr Stern zur Supernova wird? Bei der Beantwortung dieser Frage hilft es, sich den Ablauf einer klassischen Supernova vor Augen zu rufen – die "Kernkollaps-Supernova". Im Zentrum massiver Sterne werden am Ende ihres Lebens in zunehmend kürzerer Folge immer schwerere Elemente fusioniert. Wenn für eine Kernreaktion nicht mehr genug Brennstoff vorhanden ist und ihr Strahlungsdruck nachl?sst, drückt das Gewicht des Sterns sein Inneres zusammen und heizt es dabei auf, bis die n?chsth?here Fusionsstufe zündet, die den Stern mit ihrem Strahlungsdruck weiterhin stabilisiert.

Das Ende der Fahnenstange wird schlie?lich beim Eisen erreicht – die Fusion von Eisen setzt keine Energie mehr frei, sondern bindet im Gegenteil Energie und der stabilisierende Strahlungsdruck f?llt somit pl?tzlich weg. W?hrend bei Sternen bis unter 10 Sonnemassen der Kern von bis zu 1,4 Sonnenmassen durch den Entartungsdruck der Elektronen stabilisiert wird und als Wei?er Zwerg endet, reicht der bei massiveren Sternen nicht mehr aus: Die Elektronen werden in die Atomkerne gedrückt und vereinigen sich unter Freisetzung von Unmengen an Neutrinos mit den Protonen zu Neutronen, so dass nichts als Neutronen von den Atomen übrig bleiben.

Die Neutronen nehmen wesentlich weniger Raum in Anspruch als die Eisenatome zuvor, und der Eisenkern von rund 10.000 km Durchmesser kollabiert ruckartig unter seinem Gewicht zu einem Ball aus Neutronen mit einem Durchmesser von 20-30 Kilometern – einem Neutronenstern. Sterne mit mehr als ungef?hr 25 Sonnenmassen kollabieren zu einem Schwarzen Loch, aber um die soll es hier nicht gehen.

Zurück zum gerade entstandenen Neutronenstern: Die in dem entstandenen Hohlraum haltlos auf ihn stürzende Sternenmaterie wird durch die zurücklaufende Sto?welle so stark komprimiert und erhitzt, dass ein gro?er Teil des Sterns thermonuklear zündet – eine gigantische Wasserstoffbombe. Bei einer Supernova setzt ein Stern binnen Sekunden eine Energie von 1044 Wattsekunden frei. Das ist ungef?hr die Energiemenge, die unsere Sonne bei aktueller Leuchtkraft innerhalb von 10 Milliarden Jahren produziert.

Der Physiker Randall Monroe hat auf seiner xkcd-Seite ausgerechnet, dass die Helligkeit einer Supernova in der Entfernung der Erde zur Sonne rund eine Milliarde mal heller ist, als eine Wasserstoffbombe, die direkt vor dem eigenen Auge explodiert – was daran liegt, dass bei einer Wasserstoffbombe nur ein paar Kilogramm Wasserstoff fusionieren, w?hrend es bei der Supernova 2 bis 5 * 1031 Kilogramm sind. Selbst nach der Explosion leuchtet der Stern noch wochenlang mit der zehnmilliardenfachen Leuchtkraft der Sonne, weil die ausgeworfenen Fusionsprodukte einige zehntausend Erdmassen an radioaktivem Nickel-56 enthalten, das über Kobalt-56 zu Eisen-56 zerf?llt.

Die Spiralgalaxie NGC 1288 aufgenommen mit dem Very Large Telescope der ESO: Alle wei?en, scharf begrenzten Punkte im Bild sind Vordergrundsterne der Milchstra?e – bis auf jenen links vom Zentrum der Galaxie. Es handelt sich um die Supernova SN 2006dr, die am 17. Juni 2006 in der 200 Millionen Lichtjahre entfernten Galaxie aufleuchtete. Sie war vom Typ Ia.

(Bild:?ESO, CC BY 4.0)

In Folge der Explosion verliert der Vorg?ngerstern (Progenitor) einen gro?en Teil seiner Masse, die mit tausenden Kilometern pro Sekunde ins All geschleudert wird. Oft erfolgt die Explosion asymmetrisch und der verbliebene Neutronenstern erh?lt durch den gerichteten Rücksto? einen Kick von bis zu hunderten Kilometern pro Sekunde.

K?nnten Planeten so etwas überleben? Sicher nicht. Wenn sie schon nicht aufgeschmolzen und weggeblasen werden, verliert der Stern mit seiner ausgeworfenen Materie einen Gro?teil seiner Masse – die ehemals mehr als zehn Sonnenmassen hinterlassen einen Neutronenstern von 1,4 bis ungef?hr 2,8 Sonnenmassen, dessen Fluchtgeschwindigkeit kleiner als die Kreisbahngeschwindigkeit des Vorg?ngersterns ist. Somit müssten mutma?liche Planetenreste in alle Richtungen davonfliegen. Das dachte man jedenfalls noch vor 30 Jahren.

Schnitt – wir befinden uns Anfang der 1990er. Bisher wurde noch kein Planet au?erhalb des Sonnensystems entdeckt. Man war technisch erstmals so weit, Exoplaneten aufspüren zu k?nnen, und hoffte, sie mittels hochaufl?sender Echelle-Spektrographen, der neuen CCD-Sensortechnik und computergestützter Bildverarbeitung in den Spektrallinien eines Fixsterns nachzuweisen. Durch die Masse der umlaufenden Planeten würde der Stern in eine Taumelbewegung um den Schwerpunkt des Systems, das Baryzentrum, gezwungen, die sich als winzige periodische Verschiebung seiner Spektrallinien aufgrund des Dopplereffekts ?u?ern sollte.

Doch bevor den im vergangenen Jahr mit dem Nobelpreis ausgezeichneten schweizerischen Astronomen Michel Mayor und Didier Queloz 1995 die erste Entdeckung eines Exoplaneten um einen gew?hnlichen Stern gelang, stürmten ungeladene G?ste die Premierenbühne und sorgten für lange Gesichter und gro?e Ratlosigkeit. Das polnisch-kanadische Radioastronomen-Team Alexander Wolszczan und Dale Frail hatte schon am 9. Januar 1992 in der Fachzeitschrift Nature vermeldet, ihnen sei mithilfe des 300 Meter durchmessenden Arecibo-Radioteleskops der Nachweis gelungen, dass der am 2. Februar 1990 von ihnen entdeckte, 2300 Lichtjahre entfernte Pulsar PSR B1257+12 im Sternbild Jungfrau von mindestens zwei Exoplaneten umkreist werde.

Pulsare – 1967 von Jocelyn Bell entdeckt, wofür ihr Doktorvater 1974 den Nobelpreis einstrich – wiederum sind Neutronensterne, die mit der Pr?zision einer Atomuhr regelm??ige Pulse von Radiowellen aussenden. Sie haben ein starkes Magnetfeld, dessen Achse gegen die Rotationsachse verkippt ist und welches geladene Teilchen in ihrer Umgebung beschleunigt. Beschleunigte Ladung produziert Radiowellen. Jedes Mal, wenn in Folge der Rotation die Magnetachse kurz die Sichtlinie zur Erde überstreicht, trifft uns diese Radiostrahlung, ?hnlich wie der kreisende Scheinwerferkegel eines Leuchtturms periodisch den Beobachter trifft.

Normalerweise liegt die Pulsrate in der Gr??enordnung von einer Sekunde oder darunter. Manche Neutronensterne rotieren jedoch extrem schnell – bis hinunter zu Millisekunden. Der schnellste bekannte rotiert 716-mal pro Sekunde und sendet folglich alle 1,4 Millisekunden einen Puls in Richtung Erde. Es gilt als gesichert, dass sich die Millisekundenpulsare nicht alleine aufgrund schneller Rotation ihres Progenitors so schnell drehen, sondern dass sie von einem Begleitstern übergeflossene Materie aufgefangen haben.

Diese Materie sammelt sich zun?chst in einer rotierenden Akkretionsscheibe um den Pulsar, wo sie durch Reibung, Aufheizung und Strahlung Energie abbauen muss, um allm?hlich auf den Neutronenstern hinunter spiralen zu k?nnen. Der Drehimpuls bleibt dabei erhalten und geht auf den Neutronenstern über, der sich zunehmend schneller in Richtung des einfallenden Materials dreht. Auf diese Weise wurden Millisekundenpulsare zu immer schneller Rotation hochgetrieben. Auch PSR B1257+12 ist so ein Millisekundenpulsar, der 160,8 Mal pro Sekunde seine Pulse in Richtung Erde schickt. Würde man seine Pulse h?rbar machen, würde er brummen wie ein bassiger Brummkreisel.

Wolszczan und Frail machten sich die pr?zisen Pulse zunutze, um die Signatur der Planeten in ihnen zu orten. Wie bei gew?hnlichen Sternen zwingen die umlaufenden Planeten dem Pulsar eine Taumelbewegung um das Baryzentrum auf. Diese verr?t sich auch hier durch den Dopplereffekt: Statt schaukelnder Spektrallinien ma?en Wolszczan und Frail, wie sich die Pulse des Pulsars geringfügig verlangsamten, wenn er sich auf seiner Bahn von der Erde entfernte, und beschleunigten, wenn er sich ihr wieder n?herte, das hei?t die Pulsfrequenz wurde moduliert.

Eine genauere Analyse der Modulation lieferte die überlagerten Schwingungen zweier Planeten, aus deren Periode die Umlaufzeiten und aus deren Amplituden die jeweilige Masse der Planeten im Verh?ltnis zu derjenigen des Pulsars folgte. Die Symmetrie der Schwingungen lie? auf fast perfekt kreisf?rmige Umlaufbahnen folgern. Demnach hatten die Planeten (nach heutigen Zahlen) 4,13 und 3,82 Erdmassen und ihre Abst?nde vom Pulsar betrugen 0,36 AE (Astronomische Einheit, also die mittlere Entfernung der Erde von der Sonne) und 0,46 AE. Zum Vergleich: Merkur, der innerste Planet der Sonne, umkreist sie in 0,39 AE mittlerer Entfernung. Die Umlaufzeiten der Pulsarplaneten lagen bei 66,5 und 98,2 Erdtagen.

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