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Vom Wiegen der Sterne
20. Januar 2005, Ingo Froeschmann. Ein Stern kann viele Eigenschaften haben, aber eine ist von ganz entscheidender Bedeutung: seine Masse. Es ist die Masse eines Sterns, die am Ende über sein Schicksal bestimmt. Deshalb ist es keine Überraschung, dass Astronomen so erpicht darauf sind, seine genaue Masse festzustellen.


Das Bild ist eine verstärkte Falschfarbenaufnahme im Infrarotlicht und zeigt AB Doradus A und C. AB Dor C ist als kleiner pinker Punkt links vom Hauptstern zu erkennen. (Quelle: ESO)
Das ist besonders für leichte Sterne, die sich an der Grenze zwischen normalen Sternen und Braunen Zwergen befinden, keine einfache Aufgabe. Braune Zwerge sind „verhinderte Sterne“, ihre Masse ist immer noch bis zu 75 mal größer als die des Jupiter, aber sie reicht nicht aus, um in ihrem inneren die Kernschmelze in Gang zu bringen.

Um die Masse eines Sterns zu bestimmen beobachten Astronomen ihre Bewegungen in Doppelsternsystemen. Dann wenden sie die gleiche Methode an, mit der auch die Masse der Erde bestimmt wird. Für ihre Berechnung wird die Entfernung zum Mond und die Zeit eines Umlaufs benötigt (das dritte Kepler’sche Gesetz). In gleicher Weise wurde auch die Masse der Sonne aus der Distanz und der Umlaufzeit der Erde berechnet.

Das Problem bei Sternen niedriger Masse ist ihre Lichtschwäche, weshalb sie oft vom Glanz des Begleitsterns überstrahlt werden. Jetzt haben Astronomen einen Ausweg gefunden, eine Kombination aus Beobachtungsstrategie und High Tech. Zuerst suchten Astronomen nach jungen Sternen in der galaktischen Nachbarschaft der Erde, da die leichten Begleiter junger Sterne in ihrer frühen Entwicklungsphase am hellsten sind. Später ziehen sie sich zusammen und kühlen ab.

In diesem Fall beobachteten die Astronomen unter der Leitung von Laird Close von der University of Arizona den Stern AB Doradus A. Der Stern ist 48 Lichtjahre von der Erde entfernt und „nur“ 50 Millionen Jahre alt. Da die Position des Sterns am Himmel hin und her wackelt, wurde seit den frühen Neunziger Jahren angenommen, dass AB Doradus A einen Begleiter habe.

Um ein Bild und ausreichend Daten des Begleiters zu bekommen, benutzten sie ein neues Instrument am Very Large Telescope der Europäischen Südsternwarte. Die neue Kamera mit hohem Kontrastvermögen und adaptiver Optik (NACO) wurde eigens von Laird Close und Rainer Lenzen vom Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg für die Entdeckung extrasolarer Planeten entwickelt. Mit dieser Kamera konnten sie im Februar 2004 zum ersten Mal den Begleiter – 120 mal schwächer als sein Stern - direkt beobachten.

Zuvor hatte das Hubble Space Telescope versucht, den Begleiter abzubilden, aber der erwies sich als zu leuchtschwach und zu dicht an seinem Stern.

Der Begleiter, AB Doradus C genannt, hat eine mittlere Entfernung von 2,3 Astronomischen Einheiten zum Hauptstern und benötigt 11,75 Jahre für einen Umlauf auf seiner exzentrischen Bahn.

Mit der exakten Ortsbestimmung und dem bekannten „Wackeln“ („wobble“) konnten die Astronomen die Masse des Begleiters bestimmen. Das Objekt, das 100 mal schwächer leuchtet als sein Stern, hat etwa 1/10 seiner Masse,etwa 93 Jupitermassen, ist damit also knapp oberhalb der unteren Grenze für Braunen Zwerge.

Ferner konnten die Astronomen die Leuchtkraft und die Oberflächentemperatur des Sterns messen.

„Wir stellten überrascht fest, dass AB Doradus C 400 Grad Celsius kälter und 2,5 mal leuchtschwächer war als die meisten Modelle es für ein Objekt dieser Masse vorhersagen,“ sagt Close.

Diese neuen Entdeckungen stellen derzeitige Annahmen über die Menge Brauner Zwerge und auch einiger extrasolarer Planeten in Frage.

Junge Objekte, die bisher als Braune Zwerge klassifiziert wurden, sind dann in der Tat Sterne. Und einige so genannte „freie“ extrasolare Planeten (ohne Hauptstern) wären dann Braune Zwerge.  
Quelle: ESO zur Startseite...
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