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Gaias neuer Datenschatz


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Sterne und Weltraum - epaper ⋅ Ausgabe 8/2022 vom 08.07.2022

ASTROMETRIE

Der Satellit Gaia wurde im Jahr 2013 von der Europäischen Weltraumbehörde ESA gestartet (siehe SuW 5/2013, S. 36). Das Projekt dient der Astrometrie, um wichtige Messdaten vor allem von Sternen zu sammeln, zum Beispiel ihrer Position, Entfernung, Eigengeschwindigkeit und ihres Spektrums. »Sterne und Weltraum« begleitet die Mission von Anfang an und berichtete jüngst über neue Entdeckungen, die mit dem Projekt gemacht wurden (siehe SuW 1/2021, S. 28, und SuW 4/2022, S. 18). Nach wie vor werden täglich durchschnittlich etwa fünf Forschungsarbeiten publiziert, die von den Gaia-Daten profitieren.

Diese Erfolgsgeschichte geht weiter, denn nun wurde ein großer Datensatz veröffentlicht: der dritte Gaia-Katalog (Gaia Data Release 3, kurz Gaia DR3). Die gemessenen Größen betreffen sehr unterschiedliche astronomische Objekte wie Sterne, Asteroiden, Galaxien und Quasare. Von unschätzbarem Wert ist ...

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Bildquelle: Sterne und Weltraum, Ausgabe 8/2022

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... dabei, dass die beeindruckende Zahl von einer halben Milliarde Sternen in unserer Galaxis klassifiziert werden konnten.

1) zur Definition des Internationalen Himmelsreferenzsystems

2) mit dem Radialgeschwindigkeitsspektrometer (RVS)

3) Kandidaten

4) Asteroiden und Planetenmonde

Blaue und rote Spektren

Das Diagramm oben zeigt das blaue und das rote Photometerspektrum eines sonnenähnlichen Sterns. Die Kurven enthalten noch die Empfindlichkeitsfunktion des Spektrografen und der Kamera. Im Vergleich dazu sieht man darunter die gemessene Energieverteilung eines Weißen Zwergs, der viel heißer ist, so dass im Verhältnis zum roten Kanal deutlich mehr Licht im blauen Spektralbereich abgegeben wird. Im Gegensatz zum sonnenähnlichen Stern erkennt man bei den Spektren des Weißen Zwergs kleine Dellen durch die bei diesem Sterntyp sehr ausgeprägten Spektrallinien des Wasserstoffs bei 656 (Hα-Linie), 486 (Hβ), 434 (Hγ), 410 (Hδ) und 398 (Hε) Nanometern.

Das Gaia-Photometer

Das photometrische Instrument von Gaia besteht aus zwei Prismen aus Quarzglas (siehe »Einsichten in Gaias Photometer«), die das Licht der Sterne relativ grob – in niedriger spektraler Auflösung – in dessen Wellenlängen zerlegen. Das blaue Photometer arbeitet bei Wellenlängen zwischen 330 und 680 Nanometern, während das rote Wellenlängen im Bereich von 640 bis 1050 Nanometern abdeckt. Forschende messen so die Energieverteilung in den Spektren, was ihnen wichtige astrophysikalische Informationen über die Sterne liefert, beispielsweise deren Temperaturen an der Oberfläche. Das legt ihren Spektraltyp fest.

In den bisherigen Gaia-Sternkatalogen wurden diese Spektren noch nicht veröffentlicht, da die genaue Kalibration sehr aufwändig ist. Stattdessen wurden die gemessenen Photonen im blauen und roten Kanal jeweils zusammenaddiert; auf diese Weise wurde nur jeweils eine Gesamthelligkeit im blauen und roten Kanal ermittelt. Aus der Differenz beider Werte erhält man eine Information über die Farbe des Sterns: Bei einem blauen Stern wird Gaia im blauen Kanal mehr Licht gemessen haben als im Bereich des roten Photometers.

Damit ging aber eine Menge an eigentlich vorhandener spektraler Information verloren. Mit der jetzt erfolgten Veröffentlichung der Photometerspektren für fast 220 Millionen Sterne haben Astrophysikerinnen und Astrophysiker nun eine umfangreiche Datenquelle an der Hand. Viele vom Gaia-Team daraus ermittelte Sternparameter sind bereits in Gaia DR3 enthalten, und zwar für insgesamt 470 Millionen Sterne, also auch mit Hilfe von Photometerspektren, die von weiteren 250 Millionen Sternen stammen, welche später veröffentlicht werden. Die Tabelle enthält Temperaturen und Schwerebeschleunigungen an der Sternoberfläche, Radien, Massen und Alter, sowie den Gehalt an chemischen Elementen, die schwerer als Wasserstoff und Helium sind. Diese werden in der Astronomie als Metalle bezeichnet, was natürlich nicht der Definition in der Chemie entspricht.

Die mit dem Gaia-Photometer gemessene Energieverteilung von einem sonnenähnlichen Stern unterscheidet sich stark von einem Weißen Zwergstern (siehe »Blaue und rote Spektren«).

Aus den Spektren können die Profis auch Helligkeiten berechnen, welche den Messwerten von häufig benutzten Filtersystemen entsprechen. Der Vorteil ist, dass man somit die Gaia-Beobachtungen direkt mit photometrischen Messungen anderer Instrumente vergleichen kann.

Mit solchen Angaben können Astronomen für die 220 Millionen veröffentlichten Sterne mit Photometerspektren optimale Belichtungszeiten für Beobachtungen – beispielsweise mit dem Weltraumteleskop Hubble – berechnen.

Messung der Radialgeschwindigkeiten

Gaia hat noch ein weiteres Spektrometer an Bord, dessen Hauptaufgabe die Bestimmung von Sterngeschwindigkeiten ist (siehe »Gaias Radialgeschwindigkeitsspektrometer«). Mit Hilfe der astrometrischen Positionsmessungen kann nur die Bewegung eines Himmelskörpers senkrecht zur Blickrichtung des Weltraumteleskops Gaia gemessen werden, also seiner Eigenbewegung. Was fehlt, ist die Ermittlung der Bewegung auf uns zu oder von uns weg: die Radialgeschwindigkeit (siehe »Was bedeutet Radialgeschwindigkeit?«).

Was bedeutet Radialgeschwindigkeit?

Gaia misst im Laufe der Zeit, um welchen Winkel und in welche Richtung sich ein Stern bewegt. Aus dieser Winkelgeschwindigkeit am Himmel – Eigenbewegung genannt – kann mit Hilfe der ebenfalls von Gaia bestimmten Entfernung die Tangentialgeschwindigkeit – die Bewegungskomponente senkrecht zur Blickrichtung – gemessen werden.

Aus diesem Grund wurde Gaia mit dem Radialgeschwindigkeitsspektrometer (RVS) ausgerüstet, der aus der Verschiebung der Spektrallinien mit Hilfe des Dopplereffekts die Bewegung der Sterne in Blickrichtung misst. Seine spektrale Auflösung ist deutlich höher als die des Gaia-Photometers, so dass, abhängig von der Helligkeit, eine Bestimmung der Radialgeschwindigkeit eines Sterns mit einer Genauigkeit von wenigen Kilometern pro Sekunde möglich ist. Der Wellenlängenbereich des RVS umfasst das Nahinfrarot zwischen 845 und 872 Nanometern.

Während Gaia aber die Eigenbewegungen und damit die Tangentialbewegung der Sterne bis hinunter zur 21. Größenklasse sehr präzise messen kann, ist das Messen mit dem Radialgeschwindigkeitsspektrometer nur für deutlich hellere Sterne möglich. Und dies auch nur dann, wenn man viele Einzelbeobachtungen aufaddiert. Für die Messzeit für Gaia DR3 von 34 Monaten lag die Grenzhelligkeit für RVS-Daten bei der 15. Größe. Der neue Sternkatalog umfasst jetzt 34 Millionen Radialgeschwindigkeiten – das sind etwa fünfmal mehr als in Gaia DR2. Dieser frühere Datensatz enthielt wiederum schon etwa doppelt so viele solcher Daten als alle bisherigen Durchmusterungen.

Forschende interessieren sich natürlich für alle drei Geschwindigkeitskomponenten von Sternen im Raum. Schon die sieben Millionen Objekte mit Radialgeschwindigkeiten in Gaias zweitem Sternkatalog haben viele neue Erkenntnisse über die Vergangenheit unseres Milchstraßensystems gebracht, zum Beispiel den Hinweis auf ihre Verschmelzung mit einer Gaia Enceladus genannten Galaxie vor acht bis zehn Milliarden Jahren. Die ursprünglich zu diesem Sternsystem gehörenden Sterne haben noch heute deutlich exzentrischere Bahnen als die meisten anderen Sterne in unserer Galaxis. Der jetzt wesentlich größere Datensatz von Gaia DR3 lässt hoffen, die Vergangenheit unserer Heimatgalaxie noch detaillierter untersuchen zu können.

Das Messen mit dem RVS liefert nicht nur die Radialgeschwindigkeiten. In Gaia DR3 sind fast 5,6 Millionen RVS-Sternspektren enthalten. Daraus können Astronomen eine Fülle an Informationen über Sterne ableiten, vor allem die chemische Zusammensetzung in ihren äußeren Schichten, denn im Gegensatz zu den Photometerspektren, welche die generelle Energieverteilung eines Sterns sehr gut wiedergeben, erlaubt das RVS die Analyse einer Fülle von Spektrallinien unterschiedlicher chemischer Elemente. In einem solchen Infrarotspektrum können Spektrallinien identifiziert werden (siehe »Bestimmen von Sternparametern«).

Bestimmen von Sternparametern

Die schwarzen Punkte zeigen das Beispiel eines aus vielen einzelnen Beobachtungen mit dem Radialgeschwindigkeitsspektrometer gewonnenen Spektrums eines Sterns. Durch Vergleich mit einem im Computer berechneten theoretischen Spektrum (rote Linie) konnten eine Temperatur von 4788 Kelvin und eine Schwerebeschleunigung an der Oberfläche von 3,7 Metern pro Sekunde zum Quadrat sowie die Häufigkeit von zwölf chemischen Elementen in der Sternatmosphäre bestimmt werden. Die unterschiedlichen farbigen vertikalen Streifen zeigen, welche Elemente für die jeweiligen Absorptionslinien verantwortlich sind.

Neben einer Million veröffentlichter Spektren wurden für weitere 4,6 Millionen Sterne RVS-Spektren vom Gaia-Team benutzt, um Sternparameter und Elementhäufigkeiten in einer gesonderten Tabelle zu veröffentlichen.

Die Struktur unserer Galaxis

Um aus dem fahlen Band der Milchstraße am Himmel eine räumliche Struktur zu ermitteln, müssen Forschende die Entfernungen der darin enthaltenen Sterne genau bestimmen. Diese Kartierung unserer Galaxis ist die Königsdisziplin von Gaia und Hauptaufgabe der Mission.

Fast jeder kennt die berühmte künstlerische Darstellung, auf der unsere Galaxis deutliche Spiralarme und eine große Ähnlichkeit mit der Strudelgalaxie Messier 51 hat (siehe S. 60). Dabei muss man sich vergegenwärtigen, dass Spiralarme nur deshalb in Galaxien so deutlich hervortreten, weil sich in ihnen sehr helle und heiße Sterne befinden, die meist nur wenige Millionen Jahre alt sind und die das sie umgebende Gas durch Ionisation und Rekombination zum Leuchten anregen (HII-Regionen). In Spiralarmen bilden sich vermehrt Sterne.

Verteilung von Sternen

Diese Karte zeigt die Dichteverteilung junger Sterne unserer Galaxis, die aus 580000 Sternen vom Spektraltyp O und B gewonnen wurde. Unsere Sonne befindet sich in der Mitte, und von innen nach außen nimmt die Distanz mit jedem Ring um jeweils ein Kiloparsec (1 kpc = 3261 Lichtjahre) zu. Das galaktische Zentrum wäre auf der rechten Seite außerhalb des Bildes in einer Entfernung von etwa 8 kpc (siehe S. 23). Die höchste Dichte von jungen Sternen befindet sich in den Spiralarmen, deren Lage rund um die Sonne mit Gaia jetzt besser bestimmt werden konnte. Die weißen Regionen haben eine Dichte von 0,0002 jungen Sternen pro Kubikparsec, in den blauen ist sie mehr als zehnmal kleiner.

Allerdings besaß man vor der Gaia-Mission nur von wenigen Teilen der Spiralarme zuverlässige und ausreichend genaue Entfernungsangaben. Diese stammen vor allem aus Sternentstehungsgebieten, in denen sich Wassermaser befinden.

Derartige Laser im Mikrowellenbereich (englisch: microwave amplification by stimulated emisson of radiation) treten auf, wenn es bei Wassermolekülen zu einer Besetzungszahlinversion kommt. Sie geben dann Radiowellen einer bestimmten Frequenz ab. Wassermaser eignen sich, um mit Hilfe eines weltweiten Netzwerks von Radioteleskopen Parallaxen und damit Entfernungen interferometrisch zu bestimmen. Das interkontinentale Zusammenschalten von Radioteleskopen – Very Long Baseline Interferometrie, kurz VLBI genannt – erlaubt eine Genauigkeit der Positionsmessung, die bei ausreichend hellen Objekten im Bereich von wenigen Mikrobogensekunden liegt. Natürlich vorkommende Maser sind aber extrem selten, und erst jetzt hat man mit Hilfe von Gaia ausreichend viele Daten, um eine einigermaßen dicht besetzte Karte der Sonnenumgebung mit einer Reichweite von einigen tausend Parsec zu erstellen.

Für eine Untersuchung der Spiralarme heißt das, dass Astronomen junge Sterne vom Spektraltyp O und B auswählen müssen, die sich noch nicht weit von der Region ihrer Entstehung entfernt haben können. Daraus resultiert eine Karte, die von oben einen Blick auf die Dichteverteilung junger Sterne in der Sonnenumgebung bis zu einer Entfernung von knapp 6000 Parsec zeigt (siehe »Verteilung von Sternen«). Die Regionen mit der höchsten Sterndichte stellen Teile der Spiralarme unserer Galaxis dar.

Die Abbildung enthüllt, dass sie aber keineswegs so perfekt zusammenhängen, wie es frühere Darstellungen unseres Milchstraßensystems suggerierten.

Aber nicht nur die räumliche Verteilung der Sterne ist interessant für die Struktur unserer Heimatsystems, sondern auch, wie sie sich bewegen. Genau das lässt sich für rote Riesensterne in Richtung (blau) und Gegenrichtung (rot) zum galaktischen Zentrum sichtbar machen (siehe »Großräumige Sternbewegungen«).

Es wurden Rote Riesen ausgewählt, weil sie besonders hell sind und daher bis zum Zentrum unserer Galaxis von Gaia aufgespürt werden können.

Links vom galaktischen Zentrum befindet sich eine bemerkenswert symmetrische und große Doppelstruktur. Sie ist charakterisiert durch eine Einwärtsbewegung von bis zu 40 Kilometern pro Sekunde (blau) und einer Auswärtsbewegung (rot), die eine Geschwindigkeit von bis zu 45 Kilometern pro Sekunde erreicht.

Wenn man genau hinschaut, erscheint auch rechts eine Doppelstruktur, allerdings eine deutlich kleinere. Sie ist vermutlich genauso groß wie die auf der Son- nenseite gelegene, kann aber auf Grund der starken interstellaren Absorption im Zentrum unserer Galaxis von Gaia nicht in Gänze beobachtet werden.

Wie Computersimulationen zeigen, ist die Ursache für dieses Quadrupolmuster der Balken im Inneren des spiralförmigen Milchstraßensystems, der die Sterne systematisch durcheinanderwirbelt.

Großräumige Sternbewegungen

Die Grafik ganz oben zeigt die von Gaia gemessene Geschwindigkeitskomponente roter Riesensterne relativ zum galaktischen Zentrum (andere Geschwindigkeitskomponenten sind hier nicht dargestellt). Die Position der Sonne ist durch einen schwarzen Punkt markiert, das galaktische Zentrum durch ein Plus-Zeichen. Die gestrichelten Kreise stellen konstante Abstände zur Galaxienmitte von fünf und zehn Kiloparsec dar. Rot markierte Bereiche bewegen sich vom galaktischen Zentrum weg, blaue in Richtung des Zentrums. Klar zu erkennen sind eine große rote und blaue Region links von der Mitte der Galaxis. Weniger ausgeprägt sind zwei kleinere Gebiete, rechts vom Zentrum der Milchstraße, da das Licht der Sterne dort stark durch interstellare Wolken absorbiert wird. Sie sind ähnlich groß wie die beiden Bereiche auf der linken Seite. Diese und auch die Geschwindigkeitsstrukturen in den Außenbereichen rühren vermutlich vom Balken in unserer Milchstraße her. Die Grafik darunter zeigt im Vergleich zu den Gaia-Daten eine Simulation.

Blick auf die Milchstraßenebene

Wir sehen hier etwa 30000 Sterne der Sonnenumgebung, die nur einige hundert Millionen Jahren alt sind. Sie sind nicht gleich verteilt, sondern zeigen an, wo sich die Spiralarme in unserer Milchstraße befinden. Die horizontale Ausdehnung des Bildes umfasst etwa 15000 Lichtjahre. Die Farbe der Sterne zeigt den Metallgehalt der Sterne: Grün steht für einen Metallgehalt, der etwa dem unserer Sonne entspricht, blau für einen niedrigeren und rot für einen höheren. Ähnliche Daten gibt es auch für andere Sterntypen. Interessanterweise hat die Sonne einen höheren Metallgehalt als die vier Milliarden Jahre jüngeren Sterne in ihrer direkten Umgebung. Das bedeutet, dass der Entstehungsort der Sonne wesentlich näher am galaktischen Zentrum lag als ihre heutige Position in der Milchstraße. Das hatte sich bereits in früheren Datensätzen angedeutet, aber nie in dieser Klarheit.

Erste Hinweise dafür gab es auch schon in Gaias zweitem Sternkatalog. Doch erst jetzt, mit der Veröffentlichung einer großen Zahl weiterer Radialgeschwindigkeiten ist das Muster so deutlich erkennbar.

Aus dem Muster konnte zudem ermittelt werden, dass die Richtung zur Sonne um (19,5 ± 2,5) Grad unterhalb der Verlängerung der Balkenachse liegt. Diese Orientierung widerspricht einigen früheren Ergebnissen, bei denen ein doppelt so großer Winkel gefunden wurde.

Auch in größerer Entfernung vom galaktischen Zentrum sieht man klar abgegrenzte Geschwindigkeitsstrukturen. Man hat erwartet, dass man mit Hilfe der Gaia-Daten erkennen kann, dass die Sterne auf ihrem Orbit um das Zentrum der Milchstraße in die Bereiche der Spiralarme »hineinfallen« und auf der anderen Seite wieder langsamer werdend herausfliegen. Dies zeigen die Gaia-Daten aber nicht. Vielmehr scheint der gravitative Einfluss des Milchstraßenbalkens so stark zu sein, dass er auch die Strukturen in den Außenbereichen unserer Galaxis dominiert.

Die Chemie im Milchstraßensystem

Eine weitere der Gaia DR3 begleitenden Veröffentlichungen benutzt die oben erwähnten RVS-Beobachtungen für eine Untersuchung der chemischen Zusammensetzung von fast 5,6 Millionen Sternen.

Sterne entstehen beim Kollaps von Molekülwolken aus Gas und Staub und stellen dabei – je nach Sternmasse – alle chemischen Elemente her. Am Ende ihres Lebens geben sie diese zum Teil an das interstellare Medium zurück, aus dem dann neue Sterne entstehen. Infolgedessen ändert sich der Gehalt chemischer Elemente in Sternen von einer Sterngeneration zur nächsten und spiegelt so jeweils die Zusammensetzung des Gases zum Zeitpunkt und am Ort der Sternentstehung wider. Da sich die Chemie in den stellaren Atmosphären nur in seltenen Fällen ändert, ermöglicht ihre Messung einen Hinweis auf den Zustand des Gases zum Zeitpunkt ihrer Geburt vor Millionen oder sogar Milliarden Jahren.

Bisherige Untersuchungen der chemischen Zusammensetzungen der Sterne mit bodengestützten Instrumenten umfassten nur wenige hunderttausend Sterne und enthielten, abhängig vom Standort der beteiligten Sternwarten, auch nur Daten eines Teils vom Himmel. Da das Weltraumteleskop Gaia den gesamten Himmel beobachten kann, haben wir somit nicht nur den größten, sondern auch den ersten Katalog für alle Himmelsregionen.

Zusätzlich enthält der neue Sternkatalog für die mit dem RVS gemessenen Sterne ja auch noch die genauen Positionen und Geschwindigkeitsvektoren in 3-D, so dass man damit untersuchen kann, wie sich Sterne mit unterschiedlicher Anreicherung an Metallen im Milchstraßensystem verteilen und wie sich die untersuchten Sterne bewegen. Sterngruppen, die aus Galaxien stammen, welche erst später mit unserer Heimatgalaxie verschmolzen, unterscheiden sich von der Mehrheit der Sterne, sowohl in ihrer Bewegung als auch ihrer Metallizität. Für die allermeisten Sterne gilt aber, dass ältere Sterne einen höheren Metallgehalt haben als später entstandene.

Der Anteil an Metallen in sehr jungen Sternen, die nur einige hundert Millionen Jahre alt sind und damit etwa vier Milliarden Jahre jünger als unsere Sonne, konnte mit Gaia nun ermittelt werden (siehe »Blick auf die Milchstraßenebene«). Solche Sterne sind nicht gleich verteilt, sondern konzentrieren sich in den Bereichen, in denen sich Spiralarme unseres Heimatsystems befinden. Man sieht in der Abbildung, dass der Metallgehalt der Sterne umso mehr abnimmt, je weiter sich die Sterne vom Zentrum unserer Galaxis befinden. Die inneren Bereiche der Milchstraße sind also bereits stärker mit schwereren Elementen angereichert.

Derartige Untersuchungen wurden auch für andere Gruppen von Sternen gemacht, zum Beispiel für Riesensterne und die Sterne, welche das Milchstraßensystem in ihrer Anfangsphase vor allem in ihrem Halo von der Enceladus-Galaxie aufgenommen hat.

Diese neuen Gaia-Daten stellen die bei Weitem größte Stichprobe von Sternen dar, für die Astronominnen und Astronomen eine detaillierte Beschreibung der chemischen Zusammensetzung besitzen. Der Metallgehalt der Sonne ist größer als bei jüngeren Sternen in ihrer Umgebung (siehe »Blick auf die Milchstraßenebene«). Daraus kann man schließen, dass der Entstehungsort der Sonne wesentlich näher am galaktischen Zentrum lag als heute.

Doppelsterne und Exoplaneten

In den bisherigen Gaia-Katalogen wurden Mehrfachsternsysteme noch nicht behandelt, da schon die hochgenaue Analyse der Einzelsterndaten auf dem extrem hohen Genauigkeitsniveau eine gewaltige Herausforderung für das Gaia-Analyseteam darstellte. Das bedeutet nicht, dass sich in den bisherigen Gaia-Katalogen noch keine Mehrfachsterne befanden. Tatsächlich gab es in den bis dato veröffentlichten Daten Hinweise auf eine mögliche Anwesenheit von Begleitern, wann immer die astrometrische Lösung unter der Annahme eines Einzelsterns nicht zufriedenstellend war. Außerdem konnte man für einige Sterne aus der Kombination von Gaia-Daten mit denen der Vorgängermission HIPPARCOS auf Doppelsterne mit langer Umlaufperiode schließen.

Nachdem der Astronom Friedrich Wilhelm Bessel im Jahr 1838 die erste überzeugende Parallaxenmessung durchgeführt hatte, schlussfolgerte er 1844 aus der schlingernden Eigenbewegung der Sterne Sirius und Prokyon, dass es nicht nur visuelle, sondern auch unsichtbare, astrometrisch erkennbare Begleiter von Sternen geben kann. Wie wir heute wissen, ist für die Schlingerbewegung der beiden Sterne jeweils ein damals noch nicht beobachtbarer Weißer Zwerg verantwortlich – Sirius B beziehungsweise Prokyon B.

Obwohl die Fortschritte bei der komplizierten Datenanalyse es nun ermöglichen, zum ersten Mal einen Gaia-Katalog von Doppelsternen zu erhalten, der viel größer ist als derjenige, der in den vergangenen Jahrhunderten mühsam zusammengestellt wurde, muss betont werden, dass der in Gaia DR3 veröffentlichte Datensatz noch sehr unvollständig ist.

Immerhin wurden bei mehr als 800 000 Sternen Hinweise auf die Anwesenheit von Begleitern gefunden, zum Teil nur dadurch, dass die Eigenbewegung der Sterne nicht gleichmäßig, sondern beschleunigt erfolgte. Für mehr als 134 000 Systeme war es jetzt aber bereits möglich, auch den vollständigen Orbit astrometrisch zu bestimmen. Besonders gute Ergebnisse ließen sich erzielen, wenn man zusätzlich auch die mit dem RVS-Spektrometer gemessene zeitlich variable Radialgeschwindigkeit hinzunehmen konnte, mit der sich bestimmen lässt, wie stark sich ein Stern durch die gravitative Anziehung der Komponenten eines Mehrfachsterns in Blickrichtung hin und her bewegt. Und schließlich wurden in Gaia DR3 auch Doppelsternsysteme entdeckt, bei denen ein Stern den anderen teilweise oder vollständig bedeckt, also Bedeckungsveränderliche. Zur Messung von Doppelsternen gibt es unterschiedliche Methoden (siehe »So verraten sich Doppelsterne«).

Insgesamt hat die Zahl von Sternen mit bekannten Doppelsternorbits mit Gaia DR3 um das Fünfzigfache zugenommen.

So verraten sich Doppelsterne

Hier sehen wir drei Methoden, mit denen Doppelsterne in Gaia DR3 identifiziert wurden. Oben links erkennt man die Lichtkurve und ein Modell eines Bedeckungsveränderlichen, bei dem ein Stern seinen Begleiter bedeckt. In der Mitte oben wird gezeigt, wie man aus der zeitabhängigen Aufspaltung der Spektrallinien darauf schließen kann, wie eine Doppelsternkomponente auf uns zu kommt, während die andere sich von uns entfernt. Unten sehen wir, wie zwei Sterne sich um ihren gemeinsamen Schwerpunkt bewegen und ihre seitliche Bewegung am Himmel (oft nur von einer Komponente) mit Gaia astrometrisch gemessen werden kann.

Gaias Asteroiden

Das linke Bild zeigt die 155000 Asteroiden, für die Daten in Gaia DR3 veröffentlicht wurden. Das rechte Bild hebt die in den Daten identifizierten Mitglieder der Vesta-Familie hervor, einer Gruppe von mehr als 1200 Asteroiden mit ähnlichen Umlaufbahnen und Farben. Es wird angenommen, dass ein großer Einschlag auf dem großen Asteroiden Vesta diese Fragmente geschaffen hat. Die Farben der Asteroiden wurden aus den Reflexionsspektren ermittelt. Die Vesta-Familie zeigt eine meist gelb-grünliche Farbe, die vor allem von dem Mineral Pyroxen an deren Oberfläche stammt.

Während man bei Einzelsternen die Masse nur mit komplizierten Computermodellen indirekt bestimmen kann, besitzen Doppelsterne einen besonderen Vorteil: Für Doppelsterne, bei denen man auf Grund der Gaia-Messungen genaue Bahnen berechnen konnte, ließen sich auch einige zehntausend Sternmassen bestimmen.

Unter den untersuchten Doppelsternen befinden sich auch fast 700 Systeme, bei denen die lichtschwächere Komponente wahrscheinlich ein Weißer Zwerg ist, ähnlich wie im Falle von Sirius und Prokyon. Und eins der untersuchten Objekte enthält möglicherweise sogar einen Neutronenstern. Ob dies wirklich der Fall ist, werden weitere Beobachtungen sicher sehr bald zeigen.

Darüber hinaus galt ein spezielles Interesse den substellaren Objekten, also Braunen Zwergen und Exoplaneten, die einen Stern umrunden. Hier kommt es ganz besonders auf eine Massenbestimmung an. Bei vielen bisherigen Untersuchungen hat man nur die zeitlichen Veränderungen der Radialgeschwindigkeiten des Hauptsterns auf Grund der gravitativen Wirkung des Begleiters präzise gemessen. Daraus lässt sich nur eine Mindestmasse des umlaufenden Objekts ermitteln. Erst mit Hilfe der zusätzlichen Bestimmung der astrometrischen Wackelbewegungen des Sterns durch Gaia konnte dann eine Massenbestimmung erfolgen. Umgekehrt wurden auf der Basis von Schlingerbewegungen einiger Sterne bislang unbekannte Kandidaten für Braune Zwerge gefunden, bei denen die präzise Messung der Dopplerbewegung, wie sie bisher nur mit speziellen Instrumenten vom Erdboden aus möglich ist, fehlt. Diese werden vermutlich bald mit solchen Instrumenten unter die Lupe genommen.

Es wurden auch zwei neue astrometrische Exoplaneten gefunden und mehrere dutzend Kandidaten identifiziert, darunter ein Superjupiter, der einen Weißen Zwerg umkreist. Solche Entdeckungen von Planeten in anderen Sternsystemen sind aber erst ein Anfang. Da der gesamte Messzeitraum von Gaia – sieben Jahre – inzwischen schon viel größer ist, als die in DR3 enthaltenen drei Jahre und Gaia immer besser kalibriert wird, kann erwartet werden, dass zukünftige Gaia-Kataloge Zehntausende von Exoplaneten enthalten werden.

Spektroskopie von Asteroiden

Gaias veröffentlichte Beobachtungsdaten werden meist als Sternkataloge bezeichnet. Dabei enthalten die Gaia-Daten nicht nur Messgrößen von Sternen, sondern zum Beispiel auch von Objekten in unserem Sonnensystem, vor allem von Asteroiden. Schon Gaias zweiter Katalog enthielt derartige Daten von etwa 14 000 Asteroiden. In Gaia DR3 sind es jetzt etwa 155 000 Kleinplaneten (siehe »Gaias Asteroiden«).

Spektrum eines Asteroiden

Von Gaia gemessenes Reflexionsspektrum des Asteroiden Šteins, an dem im September 2008 die Raumsonde Rosetta vorbeigeflogen ist. Deutlich zu sehen ist das starke Reflexionsvermögen im roten Spektralbereich (rechts), vermutlich verursacht unter anderem von dem Magnesiumsilikat Enstatit an dessen Oberfläche. Die Normalisierung ist so gewählt, dass sie bei 550 Nanometern eins entspricht.

Bei diesem Datensatz spielen Beobachtungen mit dem Gaia-Photometer eine besondere Rolle, denn für mehr als 60000 Asteroiden, konnten im blauen und roten Spektralbereich niedrig aufgelöste Spektren gemessen werden. Für eine chemische Untersuchung der Asteroiden, konnten die Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler daraus das Reflexionsvermögen der Asteroiden bestimmen, indem sie die gemessenen Spektren durch ein Spektrum unserer Sonne dividierten.

Dabei gibt es allerdings ein Problem: Gaia darf sein Teleskop keineswegs auf die Sonne richten und hält daher zu unserem Heimatgestirn stets einen Sicherheitsabstand von 45 Grad (siehe SuW 6/22, S. 28).

Deshalb hat man einen Trick benutzt: Anstelle der Sonne selbst hat man aus 19 sehr sonnenähnlichen Sternen ein gemitteltes Spektrum hergestellt und dies zur Bestimmung des reflektierten Lichts benutzt. Daraus resultierte das Reflexionsspektrum des Asteroiden Šteins, an dem im September 2008 die ESA-Raumsonde Rosetta auf ihrem Flug zum Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko vorbeiflog und mit dessen Daten man die Gaia-Ergebnisse gut vergleichen kann (siehe »Spektrum eines Asteroiden«).

Vor Gaia DR3 besaß man von nur 6000 Asteroiden derartige Spektren. Der jetzt zehnmal größere Datensatz wird die Bestimmung der unterschiedlichen chemischen Zusammensetzungen an deren Oberfläche daher deutlich voranbringen.

Daraus wiederum können Forschende wesentliche Rückschlüsse auf die Geschichte des Asteroidenhauptgürtels zwischen der Mars- und Jupiterbahn ziehen.

Auf Grund ihrer ähnlichen Bahnelemente und einer überwiegend ähnlichen mineralogischen Zusammensetzung hat man bisher fast 100 Asteroidenfamilien identifiziert. Sie stellen die Fragmente der Kollision eines Asteroiden mit einem anderen Asteroiden dar. Dabei lässt sich zum Beispiel die Vesta-Familie identifizieren (siehe »Gaias Asteroiden«, rechter Teil).

Der mit einem Durchmesser von mehr als 500 Kilometern zweitgrößte Asteroid ist offenbar in der Vergangenheit von einem anderen Asteroiden getroffen worden. Dabei wurden viele kleinere Brocken aus der wahrscheinlichen Einschlagstelle an Vestas Südpol herausgeschleudert und bildeten daraus die Vesta-Familie. In der Abbildung kann man auch erkennen, dass die Mitglieder der Vesta-Familie sehr ähnliche Farben und Orbits besitzen.

Und das ist nicht alles In diesem Artikel haben wir uns auf einige Aspekte des neuen Gaia-Katalogs beschränkt, aber in dem Katalog und den Begleitveröffentlichungen steckt noch viel mehr.

Da Gaia Helligkeiten mit sehr hoher Genauigkeit messen kann, enthält Gaia DR3 mit mehr als zehn Millionen Einträgen jetzt auch den größten Spezialkatalog veränderlicher Sterne. Diese wurden in 24 verschiedene Typen klassifiziert.

Genauer wurden zum Beispiel Hauptreihensterne der Spektraltypen O bis F auf Variabilität der Helligkeit hin untersucht, um herauszufinden, ob sie pulsieren und in welchen Bereichen des Hertzsprung-Russell-Diagramms solche Schwingungen auftreten. Überraschenderweise fand man Pulsationen auch dort, wo man solche bisher theoretisch nicht vorhergesagt hat. Die Ursache ist das Zusammenwirken der Sternoszillationen mit einer schnellen Rotation dieser Sterne. Solche asteroseismologischen Untersuchungen sind vor allem wichtig, um das Innere der Sterne zu untersuchen.

Nützlich ist für Astronominnen und Astronomen auch eine Stichprobe von Hauptreihensternen und Braunen Zwergen mit besonders genau bestimmten astrophysikalischen Parametern. In dieser »goldenen Stichprobe« (englisch: golden sample) befinden sich unter vielen anderen Objekten auch die im Zusammenhang mit der Berechnung der Reflexionsspektren von Kleinplaneten erwähnten sonnenähnlichen Sterne.

Sogar der Raum zwischen den Sternen wurde vom Gaia-Team untersucht. In fast 500 000 RVS-Spektren fand man ein diffuses Absorptionsband bei etwa 862 Nanometern, in dem die Strahlung dieser Wellenlängen auf dem Weg zu uns von interstellarem Gas verschluckt wird. Interessanterweise ist bisher noch nicht bekannt, welche Moleküle für diese Absorption verantwortlich sind. Auf jeden Fall zeigt die Untersuchung, dass man durch die Beobachtung von Sternen mit interstellaren Absorptionsbändern und -linien, auch die räumliche Verteilung und Bewegung der interstellaren Materie untersuchen kann.

Ein Katalog von fast fünf Millionen als Galaxien und mehr als sechs Millionen als Quasaren klassifizierten Himmelsobjekten reicht schließlich weit über unsere Milchstraße hinaus. Für 1,3 Millionen Galaxien und fast alle Quasare konnten sogar kosmologische Rotverschiebungen bestimmt werden.

Die gewaltige Vielfalt an Messergebnissen zeigt, dass Gaia auch in Zukunft eine der wichtigsten Quellen astronomischer Forschung sein wird. Die Gaia-Daten können nicht nur von Profis benutzt werden, sondern sind per Weblink für jeden zugänglich. ■

Literaturhinweise

Bastian, U.: Projekt Gaia – Die sechsdimensionale Vermessung der Milchstraße. Teil 1, Sterne und Weltraum 5/2013, S. 36 – 44. Teil 2, Sterne und Weltraum 6/2013, S. 48 – 55

Bastian, U., Biermann, M.: Gaia – der zweite Katalog. Sterne und Weltraum 6/2018, S. 40 – 50

Bastian, U., Jordan, S.: Eine Milliarde Sternpositionen – Ein erster Katalog der Gaia-Mission liegt vor. Sterne und Weltraum 10/2016, S. 32 – 36

Jordan, S.: Gaias neueste Vermessung der Milchstraße. Sterne und Weltraum 1/2021, S. 28 – 37

Jordan, S., Just, A.: Verbogene Milchstraße. Sterne und Weltraum 9/2020, S. 38 – 43

Weblinks

ESA-Informationen zu Gia DR3: suw.link/GaiaDR3

Liste der Veröffentlichungen zu DR3: suw.link/DR3Papers

Gaia-Datenarchiv der ESA: suw.link/GaiaESA

Gaia-Datenarchiv am Astronomischen Rechen-Institut: suw.link/GaiaARI

Chemische Kartografie der Milchstraße: youtu.be/L7WnIJEJXFo

Reflexionsspektren der Asteroiden: youtu.be/ObskcpB6JDA

Dieser Artikel und Weblinks: www.sterne-und-weltraum.de/ artikel/2028979