Starry Worlds

XTE J1810-197

2007-09-21T20:14:00.000+01:00

Ein 270 Billionen Gauß starkes Magnetfeld

Helligkeit: >22,5mag
Sichtbarkeit:
Sternbild: Schütze
Rek.: 18 09 51.13, Dek.: -19 43 51.7
Bezeichnungen: XTE J1810-197, PSR J1809-1943

Wenn Sterne mit Massen zwischen 8 bis 10 und etwa 25 Sonnenmassen explodieren, bleibt außer dem Supernovaüberrest eine im Vergleich zum Stern wirklich winzige Kugel übrig: ein Neutronenstern, der weniger als 30 Kilometer groß ist. Neutronensterne können sich als Pulsare bemerkbar machen, wenn die gebündelte Strahlung in Richtung Erde abgegeben wird. Am Himmel ist dann infolge der extrem schnellen Rotationsperiode ein gepulstes Signal zu beobachten. Eine noch stärker magnetisierte Sternleiche, als es Neutronensterne ohnehin schon sind, sind Magnetare.

Als AXP (Anomalous X-ray Pulsar) oder SGR (Soft Gamma Repeater) katalogisierte Objekte sind nach heutigem Kenntnisstand Magnetare: langsam rotierende Neutronensterne (5 bis 12 Sekunden) mit Magnetfeldern von mehr als 10^13 (10 Billionen) Gauß und einem Alter von weniger als 10.000 Jahre.

Radiostrahlung von einem Röntgenobjekt

XTE J1810-197 ist ein 7.000 Jahre alter sogenannter TAXP (Transient Anomalous X-ray Pulsar) mit einer Spinperiode von 5,54 Sekunden. Im Frühjahr 2003 wurde das kompakte Objekt über 100-mal heller. Durch diesen Ausbruch von Röntgenstrahlung wurde er mit dem ESA-Satelliten XMM-Newton entdeckt. Mit dem VLA (Very Large Array) wurde im Januar 2004 bei XTE J1810-197 erstmals bei einem Magnetar Radioemission entdeckt und im März 2006 mit dem Parkes Telescope durchgeführte Beobachtungen konnte außerdem gezeigt werden, dass die Radiostrahlung gepulst abgegeben wird. Dies war eine echte Überraschung, denn bislang hatte man angenommen, Magnetare strahlen nur im Röntgenbereich.

Das Magnetfeld des Magnetars soll eine Stärke von 2,7x10^14 Gauß haben, was aus dem Spindown der Sternleiche abgeleitet wurde. In dem New Scientist-Artikel "'Starquake' reveals star's powerful magnetic field" vom 21. September 2007 wird über die Arbeit "The Magnetar Nature and the Outburst Mechanism of a Transient Anomalous X-ray Pulsar" einer Gruppe um Tolga Güver berichtet, die als erstes Team unabhängig die Magnetarnatur von XTE J1810-197 bestätigt hat. Ihre spektroskopischen Messungen sprechen ebenfalls für eine Magnetfeldstärke von ca. 3x10^14 Gauß - 600 Billionen Mal stärker als das irdische Magnetfeld.

Temperaturänderung in 2,5 Meter Tiefe

Mit einem Modell, mit dem erstmals Mechanismen in der Atmosphäre und der Magnetosphäre eines Magnetars untersucht werden können, erklären sie außerdem die enorme Enerdiefreisetzung bei dem Ausbruch von 2003, der zur Entdeckung führte. Nach ihrem Resultat ist der Röntgenausbruch einzig auf einen Temperaturanstieg zurückzuführen, ohne Änderungen anderer Parameter der Oberfläche oder Magnetosphäre.

Die Temperaturänderung fand nahe der Oberfläche in nur 2,5 Metern Tiefe statt. Durch die gewaltigen magnetischen Kräfte des Magnetars riss die Oberfläche auf - analog zu einem Erdbeben. Die "Bruchzone", die nur 7 Kilometer groß war, erhitzte sich auf 5 Millionen Kelvin und die freigesetze Energie (10^42 erg = 10^35 Joule = 2,77^28 Kilowattstunden) ließ schließlich das winzige Objekt 100-fach heller im Röntgenlicht strahlen. Güver und sein Team konnte mit dieser Untersuchung einen nur 7 Kilometer großen Hot Spot auf der 11.100 Lichtjahre entfernten Sternleiche XTE J1810-197 bestimmen.

September 2007

Campbells Wasserstoffstern

2007-09-16T20:05:00.001+01:00

Der Stern eines Dienstmädchens

Helligkeit: 10,4mag
Sichtbarkeit: Grenzwertig im 10x50-Fernglas
Sternbild: Schwan
Rek.: 19 34 45.23, Dek.: +30 30 58.94
Bezeichnungen: HD 184738, BD+30 3639, Campbell's Hydrogen Star

Die aus Schottland stammende Williamina Fleming (1857 - 1911) fand 1880 bei dem Astronomen Edward Pickering (1846 - 1919), Direktor des Harvard College Observatory, eine Anstellung als Dienstmädchen. Durch die Unzufriedenheit über seine Assistenten am Observatorium erklärte Pickering, dass die Arbeit sein Dienstmädchen besser machen könne und so wurde die 24-jährige Hausfrau für Bürotätigkeiten und mathematische Berechnungen am Observatorium eingestellt. In 9 Jahren katalogisierte sie mehr als 10.000 Sterne, zudem erdachte sie eine neue Klassifikation von Sternen nach der Häufigkeit von Wasserstoff und entdeckte zahlreiche Gasnebel (darunter eine Einbuchtung in IC 434, heute als Horsehead Nebula bekannt), Veränderliche und Novae.

Ungewöhnliches Spektrum

Bereits 1890, drei Jahre bevor William Campbell seine Aufzeichnungen über die H-alpha-Emission bei dem Stern BD+30 3639 in "Astronomy and Astrophysics" veröffentlichte, fiel Williamina Fleming auf drei mit einem Objektivprisma aufgenommene Fotoplatten das seltsame Spektrum des Sterns auf. Die Fotoplatten wurden Mitte und Ende Juni 1890 belichtet, die Abhandlung wurde nur wenige Tage später am 01. Juli bei "Astronomische Nachrichten" eingereicht. In der schreibt sie außerdem, dass das Emissionsspektrum am 25. Juni auch visuell beobachtet wurde, durch ein Spektroskop am 15"-Refraktor des Harvard-Observatoriums. So gesehen ist also Pickerings Dienstmädchen der eigentliche Entdecker von Campbells Wasserstoffstern.

Komischerweise gehört der Stern heute, fast 120 Jahre nach der ersten Veröffentlichung, zu den mehr als 50 bekannten PNe-Zentralsternen des Wolf-Rayet-Spektraltyps, deren Haupteigenschaft das Fehlen von Wasserstoff ist. Wie passt das zusammen? Denn entdeckt wurde er durch die Strahlung von ionisiertem Wasserstoff.

Heißer Stern ...

Die Linienemission stammt nicht vom Stern, sondern von einer zirkumstellaren Wasserstoffhülle, die er in einem heftigen Sternwind während der AGB-Phase abgestoßen hat: Flemings seltsame Sonne ist der Zentralstern eines sehr jungen Planetarischen Nebels. Das anregende Objekt ist jedoch kein Weißer Zwerg, sondern gehört wie bereits beschrieben zu den seltenen PNe-Zentralsternen mit einem Wolf-Rayet-Spektrum. Nach Modellen von 2005 besitzt der Stern noch 0,6 Sonnenmassen und den 0,85-fachen Sonnendurchmesser, seine Oberfläche ist 55.000 Kelvin heiß. Entwickelt hat sich dieser Überrest aus einem Stern mit der 2 bis 3-fachen Sonnenmasse.

... und junger Nebel

Im von Luboš Perek und Luboš Kohoutek 1967 erschienenen Katalog Planetarischer Nebel trägt der etwa 6 Bogensekunden große Nebel um HD 184738 die Bezeichnung PK 64+5.1. Für Fernrohrbeobachter ist er allerdings kein leichtes Objekt, da ihn der Zentralstern überstrahlt.

1994 kam die umfassende Arbeit "BD+30 3639: The Infrared Spectrum During Post-AGB Stellar Evolution" von Siebenmorgen, Zijlstra und Krügel heraus. In dieser versuchen sie den Verlauf der letzten Entwicklungsstufen des heißen Überrests nachzurechnen. Nach dem Modell muss der ursprüngliche Stern mehr als 3 Sonnenmassen gehabt haben, der nach ihrer Annahme bis zum Erreichen von 5.000 Kelvin (Spektraltyp G8) 2,5 Sonnenmassen abstieß. Desweiteren soll die Kernmasse heute bei rund 0,7 Sonnenmassen liegen und 30.000 Kelvin heiß sein.

Mit diesen Annahmen wurde ein Mindestalter des Planetarischen Nebels von 600 Jahren berechnet. In nur 900 Jahren durchlief der stellare Überrest das Übergangsstadium eines Post-AGB-Sterns bzw. Protoplanetarischen Nebels und entwickelte sich dabei von einem Roten Riesen auf dem asymptotischen Riesenast (AGB) zu einem heißen, seltenen Zentralstern. Auch im Preprint "The Angular Expansion and Distance of the Planetary Nebula BD+30 3639" von Li, Harrington und Borkowski aus dem Jahr 2002 wird ein ähnliches Alter angenommen: zwischen 600 und 800 Jahre.

Doch wie kommt es zu dieser kurzen Phase des Protoplanetarischen Nebels, wo doch allgemein immer von einer Größenordnung von 10.000 Jahren ausgegangen wird? In dieser aktuellen Studie (Oktober 2006) wurde die Röntgenemission von Planetarischen Nebeln untersucht. Sie sagt aus, dass ein Post-AGB-Stern diese Übergangsphase sehr schnell durchläuft, wenn der Nebel starke Röntgenstrahlung abgibt, die ihre Ursache in dem sehr hohen Massenverlust des ursprünglichen Riesensterns hat. PK 64+5.1 ist mit 3 Millionen Kelvin ein sehr starker Röntgenemitter, der von Arnaud et al. 1996 mit dem japanischen Röntgensatelliten ASCA erstmals detektiert wurde.

September 2007

SWIFT J1756.9-2508

2007-09-15T16:46:00.000+01:00

Substellarer Begleiter eines Millisekundenpulsars

Helligkeit:
Sichtbarkeit:
Sternbild: Schütze
Rek.: 17 56 57.1, Dek.: -25 06 26.7
Bezeichnungen: SWIFT J1756.9-2508

Kataklysmische Veränderliche sind sehr enge Doppelsterne und gehören zu den Röntgendoppelsternen. Die Röntgenstrahlung entsteht in solchen Sternsystemen durch Akkretion von Materie eines massearmen Sterns, die auf ein massives Objekt strömt. Über 1.600 kataklysmische Systeme sind heute bekannt, und im Juni 2007 kam ein neues Objekt hinzu: SWIFT J1756.9-2508.

Die Entdeckung

Am 07. Juni 2007 entdeckte ein Team um Hans Krimm, NASA Goddard Space Flight Center, mit dem Weltraumteleskop Swift eine neue Röntgenquelle im Sternbild Schütze, 2° von M 8 entfernt. In den darauffolgenden Tagen wurden genauere Daten mit Swift und dem RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer) gesammelt. Für 30 Minuten Beobachtungszeit wurde der RXTE am 13. Juni um 21:00 MESZ auf die Röntgenquelle, deren Leuchtkraft weiter anstieg, ausgerichtet. Das Objekt sandte gepulste Strahlung mit einer Frequenz von 182 Hz aus. 11 Stunden später war dieses Resultat bereits online: "SWIFT J1756.9-2508 is a 182 Hz Millisecond X-ray Pulsar".

Planet ...

Hans Krimm und Craig Markwardt, ebenfalls am Goddard Space Flight Center der NASA, wiesen so den 8. Millisekunden-Röntgenpulsar nach. Der Pulsar mit einem Durchmesser von vielleicht nur 20 oder 30 Kilometer rotiert mit 5,5 Millisekunden. Am 16. Juni, als die Leuchtkraft des Strahlungsausbruchs begann abzunehmen, erschien die Meldung "Orbital Parameters of SWIFT J1756.9-2508", in der die beiden Entdecker von einem Begleiter sprechen, den sie in den RXTE-Daten fanden. Die Pulssignatur sprach für einen Begleiter von mindestens 7 Jupitermassen. Nach diesen bisherigen Ergebnissen sollte ein extrasolarer Jupiter den extrem schnellen Neutronenstern in nur 55 Minuten umkreisen, der Abstand würde nur eine Mondentfernung betragen. Der Gasriese wäre zugleich die massearme Komponente, von dem Gas in einem Materiestrom auf den Pulsar überströmt. Es wäre der wohl bizarrste Planet.

In den Morgenstunden des 21. Juni wurde Swift erneut auf die Position ausgerichtet, doch die Quelle war verschwunden. Nur während eines Helligkeitsausbruchs wird das Sternsystem im Röntgenbereich sichtbar. Möglicherweise wurde ein paar Tage später ein Infrarot-Counterpart mit einem der VLT-Teleskope gefunden.

... oder Brauner Zwerg?

Am 12. September erschien schließlich das Preprint des Entdeckerteams in der arXiv-Datenbank: "Discovery of the accretion-powered millisecond pulsar SWIFT J1756.9-2508 with a low-mass companion". Darin heißt es, dass die Masse des Begleitsterns zwischen 7 und 31 Jupitermassen betragen muss und selbst beim oberen Grenzwert wäre er weniger als 100.000 Kilometer klein, während der Pulsar mindestens 20 Kilometer groß ist. Wie dem auch sei, dieser berechnete Massenbereich würde auch für einen Braunen Zwerg sprechen. Doch scheinen hier die bekannten Modelle zu versagen. Nach den derzeitigen Resultaten kann es weder ein Planet noch ein Brauner Zwerg sein.

Eine zerstörte Sonne

Favorisiert wird daher der winzige Überrest eines komplett verschlungenen Sterns, der einst vielleicht die 1- bis 3-fache Sonnenmasse gehabt hat. Sein Schicksal wurde nicht durch seine Masse bestimmt, sondern die Nähe zum kompakten Neutronenstern. Seine enorme Gravitationskraft zieht kontinuierlich Gasmassen aus dem Begleiter. Heute besteht der winzige Gasball nur noch aus Helium, der Abstand liegt bei nur 370.000 Kilometer (ca. eine Mondentfernung). Die gesamte Wasserstoffhülle des einst sonnenähnlichen Sterns wurde bereits vom Millisekundenpulsar aufgesogen.

Übrigens ist SWIFT J1756.9-2508 nicht das erste kannibalische System mit einem substellaren Begleiter. Die Millisekundenpulsar-Quelle XTE J1807-294, 2003 auch von Markwardt entdeckt, hat ebenfalls einen Partner mit mindestens 7 Jupitermassen.

September 2007

Barnard 29 in M 13

2007-09-15T16:07:00.001+01:00

Junger Stern im alten Kugelsternhaufen M 13

Helligkeit: 13,14mag
Sichtbarkeit: Ab 8"
Sternbild: Herkules
Rek.: 16 41 33.69, Dek.: +36 26 07.9
Bezeichnungen: Barnard 29, L222, Arp III-33, ZNG 1

Geschichte

In seiner 1900 veröffentlichten Arbeit "Some abnormal stars in the cluster M 13 in Hercules" untersuchte Edward Emerson Barnard u.a. die 1891 am 13"-Refraktor des Astrophysikalischen Observatorium Potsdam entstandene Aufnahme des Kugelsternhaufens M 13. Mit dieser hatte zuvor schon Julius Scheiner 833 einzelne Sterne in M 13 katalogisiert. Auf der Potsdamer und anderen Aufnahmen fielen Barnard einige helle Sterne auf. Der hellste von ihnen war der von Scheiner mit der Nummer 148 verzeichnete Stern. Er bemerkte zum Beispiel, dass etwa No. 148 gegenüber No. 131 auf den Fotografien 4- bis 5-mal heller erschien, doch visuell haben sie fast eine identische Helligkeit. Barnard schreibt deswegen: "... No. 148 being alone photographically anormally bright." 31 Jahre später erscheint von ihm eine Arbeit über die Vermessung von Sternhaufen, in der die ungewöhnliche Sonne die Bezeichnung Barnard 29 erhält.

In Hans Ludendorffs Abhandlung von 1905 "Der grosse Sternhaufen im Hercules", in der er 1.136 Haufensterne erfasst, ist Barnard 29 als 222. Stern dieser Liste aufgeführt.

Und in einer 1972 erschienenen Veröffentlichung - "A search for UV-bright stars in 27 globular clusters" - suchten die Astronomen Zinn, Newell und Gibson nach ungewöhnlichen Sternen in 27 Kugelsternhaufen. Eigentlich sollte zu erwarten sein, dass sich in Kugelsternhaufen nur rötliche bzw. kühle Sterne befinden, doch ihre Liste enthielt schließlich 155 auffällig blaue bzw. heiße Sterne, für die sie den Begriff "UV-bright stars" einführten. M 13 enthielt nach ihrer Analyse 7 dieser seltsamen Sonnen, an erster Stelle: ZNG 1.

Aktuelles

Mitterweile deuten in den Neunzigern durchgeführte Studien (u.a. "Abundance analysis of the hot post-AGB star Barnard 29" von Colon et al.) darauf hin, dass es sich bei Barnard 29 um einen 20.000 Kelvin heißen Post-AGB-Stern handelt. Seine Masse soll bei 0,55 Sonnenmassen liegen, was für einen sonnenähnlichen Vorgängerstern spricht. Die Dauer der Phase des Post-AGB-Sterns bzw. des Protoplanetarischen Nebels liegt in der Größenordnung von 10.000 Jahren. Das heißt, in wenigen tausend Jahren wird die dann 30.000 Kelvin heiße Kugel beginnen, die während des Riesen-Stadiums abgestoßene Hülle zu ionisieren. Der Sternenrest leuchtet dann als Weißer Zwerg, als ein Zentralstern eines Planetarischen Nebels; so wie Pease 1 in M 15 im Sternbild Pegasus.

Sternentwicklung

In Barnard 29 sehen wir den heißen Übergang von einer roten Riesensonne zu einem Weißen Zwerg. Es ist der heiße Überrest eines 1,5 Sonnenmassen-Sterns, der heute noch etwa den doppelten Erddurchmesser besitzt und weniger als 3,2 Milliarden Jahre alt ist. Und das mitten im Kugelsternhaufen M 13, der mit einem Alter von ungefähr 13 Milliarden Jahren 10-fach älter ist als Barnards blauer Stern.

September 2007

Unbenannter Radioblitz

1980-09-30T17:11:00.000+01:00

Starker 5 Millisekunden-Radioausbruch

Helligkeit:
Sichtbarkeit:
Sternbild: Tukan
Rek.: 01 18 06, Dek.: -75 12 19
Bezeichnungen: keine

Kurze Strahlungsausbrüche im hochenergetischen Bereich der Gammastrahlung dauern nur 0,01 bis 2 Sekunden. Diese entstehen bei Verschmelzungsprozessen von kompakten Objekten, die in einem Doppelsternsystem umeinander kreisen, vor allem binäre Neutronensterne. GRBs (Gamma-ray Bursts) sind die energiereichsten Ereignisse im Universum - seit dem Urknall.

Ein neues Phänomen: Ein kurzer Radioblitz

Etwa 3 Grad südlich des Zentrums der Kleinen Magellanschen Wolke erschien für wenige Millisekunden im Grenzbereich der Sternbilder Tukan und Kleine Wasserschlange eine neue Radioquelle. 6 Jahre später tauchte es aus dem Datenarchiv auf.

Suchprogramme, die nach Pulsaren Ausschau halten, Pulsar Surveys genannt, stellen die einzige Möglichkeit dar, um Ausbrüche im Radiobereich entdecken zu können. Diese könnten durch das Verschmelzen von Neutronensternen oder Verdampfende Schwarze Löcher entstehen. Ein erstes Signal, welches auf solch ein sehr kurzes Ereignis hinweist, wurde jetzt tatsächlich aufgespürt. Duncan Forimer suchte mit 4 weiteren Astronomen nach der sprichwörtlichen Nadel im Heuhaufen. Immerhin ist das Signal nur 5 Millisekunden lang und lag versteckt im 480 Stunden umfassenden Datenarchiv der 1,4 GHz-Durchmusterung der Kleinen Magellanschen Wolke, die mit dem 64 Meter-Parkes Telescope durchgeführt wurde. Der Radioblitz wurde am 24. August 2001 um 21:50 MESZ empfangen.

In Daten, die zwischen dem 19. und 24. Juli 2001 aufgenommen wurden, sind keine Ausbrüche enthalten und im April 2007 mit dem Parkes-Teleskop bei 1,4 GHz durchgeführte Nachfolgebeobachtung zeigten ebenfalls nichts bei der Position von 01h 18m 06s Rektaszension und -75° 12m 19s Deklination; die Unsicherheit beträgt 7 Bogenminuten.

Lorimers Team fand ebenfalls heraus, dass der Radioblitz aus einer Region mit einem Durchmesser von weniger als 1.500 Kilometer stammt, wobei die Quelle zwischen 2 Milliarden und 3,2 Milliarden Lichtjahren (Rotverschiebung ca. 0,3) entfernt sein soll. Doch mit einer bekannten Klasse von Radioquellen lässt sich das Signal nicht erklären, es muss sich hier um eine völlig neue Objektklasse handeln. Über 200 Radioblitze könnten sich pro Tag ereignen. Rätselhaft ist auch die Stärke des Ausbruchs, die bei 30 Jansky liegt - 100-mal größer als der Schwellenwert des Parkes Telescopes. "A bright millisecond radio burst of extragalactic origin" heißt die Veröffentlichung des Entdeckerteams.

Gammablitz im Radiobereich?

Doch was löste diese kurze Radioemission aus? Vermutet wird ein Zusammenhang mit den kurzen Gammastrahlenausbrüchen, bei denen ein Nachglühen auch im Radiobereich beobachtet wird. Lorimers Ergebnis ist aber nicht mit einem GRB assoziiert, was die Frage aufwirft, ob die Strahlung des Nachglühens nur unter bestimmten Blickrichtungen registriert werden kann.

September 2007