Das Weltraumteleskop Kepler ist eigentlich dazu da, um Exoplaneten zu entdecken. Und das macht es auch ziemlich gut. Aber wenn man lang genug ins Universum schaut, findet man auch andere Sachen. Ich habe schon über Keplers Suche nach Dreifachsternen berichtet – und jetzt haben die Kepler-Wissenschaftler noch etwas anderes sehr schönes und interessantes gefunden.

Philip Muirhead und seine Kollegen haben das Kepler Object of Interest 256 (KOI-256) untersucht. Dieser Stern sah zuerst genau so aus, wie die Sterne, die man finden wollte. Kepler sucht ja nach Sternen, deren Licht in regelmäßigen Abständen ein wenig dunkler wird. Das ist ein Zeichen, dass diese Sterne von Planeten umkreist werden. Denn jedesmal wenn der Planet von uns aus gesehen vor dem Stern steht, blockiert er ein wenig von dessen Licht. Und genau das hat man bei KOI-256 beobachtet:

Man sieht in diesem Bild sehr schön, wie die Helligkeit des Sterns schnell abfällt und dann wieder ansteigt. Aus dieser Lichtkurve erhält man aber nur Informationen darüber, wie groß das verdunkelnde Objekt ist und leider nichts darüber, wie schwer es ist. Um das herauszufinden haben die Astronomen um Muirhead den Stern nochmal vom Erdboden aus beobachtet. Mit dem Hale-Teleskop der Palomar-Sternwarte haben sie nachgesehen, wie stark der Stern hin und her wackelt. Denn ein Planet verdunkelt das Licht des Sterns nicht nur; seine Gravitationskraft führt auch dazu, dass der Stern sich ein klein wenig hin und her bewegt. Und die Stärke dieser Bewegung hängt von der Masse des Planeten ab.

Muirhead und seine Kollegen waren sehr überrascht, als sie merkten, dass KOI-256 ziemlich stark wackelte. Viel stärker, als es ein normaler Planet verursachen kann. Das Wackeln deutete eher auf einen zweiten Stern hin. Aber wenn sich zwei Sterne umkreisen, dann müsste der Helligkeitsabfall viel größer sein. Denn wenn sich zwei Sterne umkreisen, dann sieht man viel ausgeprägtere Lichtkurven. Man bekommt entweder das Licht von zwei Sternen zu sehen oder nur das Licht von einem Stern (wenn einer gerade hinter dem anderen steht). Das war bei KOI-256 aber nicht der Fall. Die Lichtkurve deutete auf ein kleines Objekt hin, das nur einen winzigen Bruchteil der Sternenfläche bedeckt. Die Messung des Wackelns aber zeigte, dass es sich um ein Objekt handeln muss, das so schwer wie ein ganzer Stern. KOI-256 wird also offensichtlich von einem sehr kleinen aber sehr schweren Objekt umkreist. Es handelt sich nicht um einen Planeten, sondern um einen weißen Zwerg!

Ein weißer Zwerg ist das, was von einem sonnenähnlichen Stern übrig bleibt, wenn der am Ende seines Lebens keinen Brennstoff mehr übrig hat. Zuerst pustet so ein Stern seine äußeren Atmosphärenschichten ins All bis dann nur noch der enorm dichte Kern übrig bleibt. Ein weißer Zwerg wiegt immer noch fast so viel wie ein ausgewachsener Stern; ist aber nur so groß wie die Erde.

Das alleine wäre schon eine schöne Entdeckung gewesen. Muirhead und seine Kollegen haben aber noch etwas entdeckt. Denn die Sache mit der Lichtkurve war ein klein wenig komplizierter, als es auf den ersten Blick aussah. Die Kurve, die ihr weiter oben sehen könnt, zeigt die Situation die auftritt, wenn der weiße Zwerg hinter dem Stern steht. Da der weiße Zwerg auch selbst leuchtet, wird es ein wenig dunkler, wenn sein Licht vom Stern blockiert wird. Man hat natürlich auch gemessen, was passiert, wenn der weiße Zwerg vor dem Stern steht. Auch da sollte das Licht ein wenig schwächer werden, weil ja nun der Zwerg Licht des Sterns blockiert und selbst aber nicht hell genug strahlt, um das auszugleichen. Aber die Messungen zeigten, dass das Licht nicht ganz so stark abfiel, wie man es eigentlich erwartet hatte.

So sieht das grafisch aus:

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Links sieht man nochmal die Lichtkurve von vorhin, die zeigt was passiert, wenn der weiße Zwerg hinter dem Stern steht. Rechts sieht man die Lichtkurve die entsteht, wenn der weiße Zwerg vor dem Stern vorüber zieht. Gelb sind die Messwerte und blau ist das, was man sich eigentlich erwartet hätte. Viel besser zu den Daten passt aber die rote Kurve und die Beschriftung des Diagramms verrät schon, was hier passiert: Der weiße Zwerg wirkt als Gravitationslinse!

Dieser Effekt kommt von der allgemeinen Relativitätstheorie von Albert Einstein. Einstein zeigte, dass Masse den Raum krümmt. Lichtstrahlen folgen der Raumkrümmung und deshalb lenkt jede Masse im Raum auch Lichtstrahlen ab. So wie eine Linse aus Glas den Weg eines Lichtstrahls verändern kann, kann das auch ein schweres Objekt im Weltraum. Normale Planeten sind zu leicht, um einen messbaren Effekt zu erzeugen. Der weiße Zwerg ist aber viel schwerer! Wenn er vor dem Stern steht, dann krümmt er den Raum so sehr, dass Lichtstrahlen, die uns eigentlich nicht erreichen würden, trotzdem in unsere Richtung gekrümmt werden. Dieser Gravitationslinseneffekt sorgt dafür, dass wir mehr Licht sehen, als wir es normalerweise erwarten würden und das Licht des Sterns nicht ganz so stark abfällt, wie bei einem normalen Transit.

Eine schöne Geschichte – die zeigt, dass es überall etwas zu entdecken gibt, wenn man nur genau hinschaut!

Kommentare

  1. #1 eXistenZ
    13. April 2013

    Ein tolles Beispiel für den Gravitationslinseneffekt. Ich bin schon sehr gespannt, wann das erste Mal Gravitationswellen gemessen werden können. Diese Folgen ja ebenso aus Einsteins Gleichungen.
    Danke für diesen interessanten Artikel.

  2. #2 Alderamin
    13. April 2013

    Wow, cool! Ein weißer Zwerg in Silhouette vor einem Fixstern. Das erste Mal, dass man die Größe des weißen Zwergs anders als über seine Helligkeit und Temperatur herleiten kann. Bin schwer beeindruckt.

  3. #3 Buck Rogers
    13. April 2013

    Ich auch!

  4. #4 bikerdet
    13. April 2013

    Eine schöne Geschichte – die zeigt, dass es überall etwas zu entdecken gibt, wenn man nur genau hinschaut!

    Besser kann man Forschung kaum begründen. Sobald man genau hinblickt findet man etwas Neues, auch wenn es nicht exakt das ist was man ‘gesucht’ hat.

    Toller Bericht !!

  5. #5 b8l
    kölle
    13. April 2013

    Vielleicht könnte man damit auch nen Schwarzes Loch entdecken!

  6. #6 BenB
    14. April 2013
  7. #7 Florian Freistetter
    14. April 2013

    @BenB: “Hier ist noch ein bild:”

    Das ist die gleiche künstlerische Darstellung (keine echte Aufnahme natürlich), die auch in dem Diagramm zu sehen ist, das hier im Artikel eingebunden ist.

  8. #8 Dietmar
    14. April 2013

    Da hat sich das Lesen wieder einmal gelohnt!

    Deute ich die x-Achse richtig und der Umlauf dauert nur wenige Stunden? Damit dürften dort jetzt wohl keine Planeten zu erwarten sein.

  9. #9 Stefan K.
    15. April 2013

    Wenn ich den dritten Absatz richtig verstehe, schreibst du da, dass man erst mit der Kombination Radialgeschwindigkeitsmethode und Transitmethode abschätzen kann, wie groß und schwer ein Planet ist.
    Meine Frage dazu: Wie ist das denn bei Systemen mit mehr als einem Planeten. (Ich nehme an, dass die Radialgeschwondigkeit die Masse aller Planeten angeben kann, oder irre ich mich bereits hier?) Kann man denn dann überhaupt bestimmen, wie viel Masse auf welchen Planeten entfällt? Und besteht nicht die Möglichkeit, dass alle bekannten Planeten leichter sind als angenommen, weil es eben noch einen zusätzlichen bislang unbekannten Planeten gibt?

  10. #10 Florian Freistetter
    15. April 2013

    @Stefan: “Kann man denn dann überhaupt bestimmen, wie viel Masse auf welchen Planeten entfällt? Und besteht nicht die Möglichkeit, dass alle bekannten Planeten leichter sind als angenommen, weil es eben noch einen zusätzlichen bislang unbekannten Planeten gibt?”

    Doch, das kann man bestimmen. Da gibts verschiedene Modelle, die ausprobiert werden und die man dann mit den Beobachtungsdaten vergleichen kann. Und auch ein etwaiger unbekannter Einfluss kann nicht beliebig groß sein. Man findet ja den schwersten Planeten zuerst, weil der den größten Einfluss hat. Alle anderen können dann nur noch nen geringeren Einfluss haben.

  11. #11 Alderamin
    15. April 2013

    @Stefan K.

    Meine Frage dazu: Wie ist das denn bei Systemen mit mehr als einem Planeten. (Ich nehme an, dass die Radialgeschwondigkeit die Masse aller Planeten angeben kann, oder irre ich mich bereits hier?) Kann man denn dann überhaupt bestimmen, wie viel Masse auf welchen Planeten entfällt?

    Man sieht in Mehrplanetensystemen eine Überlagerung der Effekte, die einer Überlagerung von Sinus-Schwingungen unterschiedlicher Amplitude (= Masse, Entfernung) und Frequenz (Umlaufzeit, Entfernung) entspricht. Man kann mittels Fourier-Analyse die einzelnen Schwingungen aus dem Gemisch herausholen und diese dann einzeln nach Frequenz und Amplitude untersuchen, so als ob es nur diesen einen Planeten gäbe. Mit der Masse des Sterns, die man aus seiner Spektralklasse schätzen kann, folgt dann die Masse des Planeten. Nur bei Transitplaneten ist man sich dabei sicher, dass man die tatsächliche Masse des Planeten misst und nicht nur einen Bruchteil davon. Letzteres ist der Fall, wenn man die Lage der Planetenbahn zur Sichtlinie nicht kennt. Da kann der Planet auch sehr viel massiver sein als beobachtet.

    Und besteht nicht die Möglichkeit, dass alle bekannten Planeten leichter sind als angenommen, weil es eben noch einen zusätzlichen bislang unbekannten Planeten gibt?

    Nein, erstens kennt man bei Transitplaneten die Bahnebene (s.o.) und zweitens hätte ein anderer Planet eine andere Umlaufzeit, so dass sein Effekt von denen der anderen Planeten getrennt werden könnte (Fourier-Analyse).

    Ein übersehener Planet könnte höchstens so klein sein oder eine so lange Umlaufzeit haben, dass er in den Daten nicht auffällt (im Rauschen untergeht). Dann stört er aber nicht die Parameter der beobachteten Planeten.

  12. #12 Stefan K.
    15. April 2013

    Ich bin immer wieder erstaunt, was man alles über fremde Sternen(systeme) erfahren kann, obwohl sie so unerreichbar weit weg sind. Jedenfalls danke für die Antowrten :)

  13. #13 Dark_Tigger
    15. April 2013

    Ich muss mal eins loswerden, Florian du schreibst Klasse.
    Ich meine nicht nur bringst du ein eigentlich trockendes Thema spannend rüber, nein du schreibst auch noch Dinge die eigentlich jeder Regelmäßige Leser deines Blogs längst weiß, so das man nicht ständigt denkt: “Komm zum Punkt”
    Das ist bei einigen anderen Bloggern hier leider nicht so.
    Deswegen Danke. ;)

  14. #14 Florian Freistetter
    15. April 2013

    @Dark_Tigger: “Deswegen Danke.”

    Danke für das Lob! Ja, es manchmal tatsächlich schwierig, einerseits Redundanz möglichst klein zu halten; andererseits einen Artikel so zu schreiben, das er auch für sich alleine und ohne Kenntnis der anderen Artikel gelesen werden kann…

  15. #15 Bruttl
    15. April 2013

    Zu #2 Alderamin: Nicht ganz das erste Mal, siehe unten – an dieser Stelle aber erstmal noch die Bemerkung, dass die gravitative Rotverschiebung des Lichts, das die Oberfläche eines Weissen Zwerges verlässt, immerhin das Verhältnis zwischen seinem Radius und seiner Masse liefert, wenn auch nicht die Grösse (lese ich als =Radius) ganz allein. Zur Erläuterung: Das Licht wird rotverschoben (Dopplerverschiebung), weil es Energie verliert, wenn es aus von der Oberfläche des Weissen Zwerges aus seinem Gravitationspotential weiter entflieht. Das passiert bekanntermassen auch am Ereignishorizont eines Schwarzen Loches, bis hin zu dem Extrem, dass die Lichtwellenläneg unendlich wird und das Licht de facto gar nicht mehr entkommt. Es passiert aber auch auf der Sonnenoberfläche und kann dort als sehr kleine Verschiebung gemessen werden. Auf der Oberfläche eines Weissen Zwerges ist der Effekt grösser, weil die Schwerebeschleunigung dort höher ist, und bleibt damit auch auf grössere Entfernungen noch messbar. Vorausgesetzt, man hat eine Geschwindigkeitsreferenz, so dass man gravitative Rotverschiebung und Dopplereffekt aufgrund von Eigenbewegung trennen kann – zum Beispiel einen Hauptreihen-Doppelsternbegleiter (mit nicht messbarer oder zumindest gut abschätzbarer gravitativer Rotverschiebung)!

    Zu #11 Alderamin: Fourieranalyse ist ein gutes Stichwort, um den Gedanken des Superpositionsprinzips, um das es dir hier geht, zu erläutern. Tatsächlich werden die Fits aber im Zeit-Raum gemacht, und sind üblicherweise auch keine reinen Sinusfits; von den sechs Bahnparametern gehen immerhin mindestens fünf ein (Entartung aufgrund der entweder gänzlich unbekannten Bahninklination, oder eben bekannter Wert dafür). Mit diesen vielen Parametern werden Mehr-Planeten-Fits sehr schnell sehr komplex und eine eindeutige Lösung schwierig, es ist also mit einer “einfachen Zerlegung” nicht mehr ganz getan.

    Zum Artikel selbst: KOI-256 ist nicht der einzige und vor allem nicht der erste Weisse Zwerg in einem Doppelsternsystem, bei dem KEPLER den Gravitationslinseneffekt nachgewiesen hat. Es ist nur das erste System, in dem der Begleiter des Weissen Zwerges ein vergleichsweise weit(!) entfernter M-Stern ist (33 Stunden Orbit gegenüber <10 Stunden bei KIC 10544976).
    Die Sprachweise der Autoren ist benebei bemerkt auch insofern gewöhnungsbedürftig, als dass normalerweise häufiger die massereichere Komponente (also hier der Weisse Zwerg) als Primärstern bezeichnet wird, und seltener der hellere, wie die auf "Transits" fokussierten Autoren das hier machen.

    Die erste Veröffentlichung, in der die Beobachtung eines Gravitationslinseneffekts durch einen Weissen Zwerg mit KEPLER beschrieben ist, war meines Wissens nach Bloemen et al. 2011 für das System KPD 1946+4340. Die Arbeit ist im hier diskutierten Artikel zwar zitiert, jedoch sinnverfälschend völlig ohne Kontext. KPD 1946+4340 ist ein Doppelsystem bestehend aus einem Weissen Zwerg und einem unterleuchtkräftigen B Stern, die sich mit einer Periode von neuneinhalb Stunden umkreisen. Um die Lichtkurve mit der Genauigkeit im Modell wiederzugeben, wie sie KEPLER beobachtet hat, müssen mehrere relativistische Effekte mit berücksichtigt werden, darunter der Gravitationslinseneffekt, aber auch das sogenannte Doppler Boosting. Dabei wird das Licht eines schnell bewegten Körpers (hier der unterleuchtkräftige B Stern) leicht bevorzugt in die Bewegungsrichtung des Körpers abgestrahlt. Aus der genauen Analyse der daraus resultierenden leicht asymmetrischen Helligkeit in ansonsten exakt spiegelbildlichen Phasen des Umlaufs lässt sich auf die Geschwindigkeit des unterleuchtkräftigen B Sterns zurückschliessen. Das ist also eine photometrische Messung von Radialgeschwindigkeiten! Und das ist mindestens so cool wie der nebenbei (schon damals) noch mitmodellierte Gravitationslinseneffekt.

    Orginalarbeit: http://adsabs.harvard.edu/abs/2011MNRAS.410.1787B

  16. #16 Florian Freistetter
    15. April 2013

    @Bruttl: “Das ist also eine photometrische Messung von Radialgeschwindigkeiten! Und das ist mindestens so cool wie der nebenbei (schon damals) noch mitmodellierte Gravitationslinseneffekt.”

    Danke! Den Artikel kannte ich noch nicht!

  17. #17 Alderamin
    15. April 2013

    @Bruttl

    Oho, ein Profi. Vielen Dank für die Erläuterungen. Bringt einen denn eine Fourier-Analyse nicht wenigstens in die Nähe der Fits, die dann durch Probieren verfeinert werden? Es sind ja immerhin periodische Signale, also lassen sie sich auch in eine Fourier-Reihe entwickeln. Aus einer Überlagerung von Schwingungen die Einzelkomponenten auf Anhieb “zu Fuß” zu erkennen stelle ich mir ziemlich schwierig vor.

  18. #18 Bruttl
    16. April 2013

    @Alderamin: Doch, eine Fourier-Analyse kann natürlich einen ersten Überblick geben. Da Frequenzraum und Zeitraum aber äquivalent sind, ist es eigentlich wurscht, ob ich alle Frequenzen durchprobiere oder alle Perioden. Alle Perioden durchprobieren macht das Periodogramm (letztendlich in seinen Eigenschaften doch wieder sehr ähnlich wie die Fourierzerlegung). Nimmt man dann noch das Generalised Lomb-Scargle-Periodogram, das statt Sinus- und Kosinusfunktionen mögliche Lösungen des Keplerproblems inklusive Exzentriziäten als Basisfunktionen verwendet, ist man bei http://adsabs.harvard.edu/abs/2009A%26A…496..577Z . Sehr nützlich.

  19. #19 Alderamin
    16. April 2013

    @Bruttl

    Da Frequenzraum und Zeitraum aber äquivalent sind, ist es eigentlich wurscht, ob ich alle Frequenzen durchprobiere oder alle Perioden.

    Na ja, eine Fourier-Zerlegung ist ja nicht einfach das Probieren von Frequenzen, sondern eine Überführung des Zeitbereichs in den Frequenzbereich, so dass die größten Amplituden klar heraustreten.

    Dein Link funktioniert leider nicht (auch nicht, wenn man alle Zeichen kopiert), vielleicht kannst Du ihn in <a href=”…”>Linktext</a> – Klammern setzen.

  20. #20 Bruttl
    16. April 2013

    Ups, sorry.

    http://adsabs.harvard.edu/abs/2009A%26A…496..577Z

    oder testweise auch mal so!

    Ansonsten: ja, ok, hab ich sehr ungenau ausgedrückt, was ich damit meine. Für eine kleine lustige Formelschlacht habe ich aber leider nicht ausreichend Zeit, obwohl das mal wieder eine gute Übung in verständlich erklären wäre. Aber wir wären uns sicher letztendlich sowieso einig.

  21. #21 Alderamin
    16. April 2013

    @Bruttl

    Nee, das mit den Links klappt nicht. Tipp: Diese Seite benutzen, da gibt’s eine Linkfunktion und unten eine Vorschau (man muss gar nichts abschicken). Dann Quelltext Kopieren und hier einfügen.

    Für eine kleine lustige Formelschlacht habe ich aber leider nicht ausreichend Zeit

    Die würdest Du sowieso gewinnen ;-) Lass’ mal gut sein.

  22. #22 Bruttl
    16. April 2013

    Ja verflixt und zugenäht – ich spamme jetzt nicht zu Testzwecken weiter rum.

  23. #23 Bruttl
    16. April 2013

    Also gut, ein Versuch noch, dieser Link führt auf dieselbe Adresse:

    http://adsabs.harvard.edu/abs/2009arXiv0901.2573Z

    und die Referenz ist

    Zechmeister, M.; Kürster, M. 2009, Astronomy and Astrophysics, Volume 496, Issue 2, 2009, pp.577-584: The generalised Lomb-Scargle periodogram. A new formalism for the floating-mean and Keplerian periodograms

  24. #24 Franz
    16. April 2013

    @Alderamin
    Fourieranalyse kann schon als ‘Durchprobieren’ von Frequenzen aufgefasst werden. Bei einer DFT mit N Punkten ‘probierst’ du alle Frequenzen mit 1/N, 2/N … bis N/N durch indem du sie berechnest und dann mit deinem Signal vergleichst (=multipilizierst). Das Ganze mit Sinus und Cosinus, in Betrag und Phase umrechnen und schon hast du eine Darstellung der Amplitude im Frequenzbereich. (und Phase).

  25. #25 Alderamin
    16. April 2013

    @Bruttl, Franz

    Alles klar, danke und danke. :-)