Im letzten Gaia-Artikel habe ich erklärt, warum Gaias Messungen eine Revolution für die Astronomie bedeuten. Heute schauen wir uns anhand von ein paar Arbeiten an, wie diese Revolution sich konkret entfaltet.
Die Kepler-Planetenradien werden neu bestimmt
Zur Bestimmung der Planetengrößen der vom Kepler-Weltraumteleskop beobachteten Sterne benötigt man die tatsächliche Größe des Sterns, vor dem der Planet durchzieht, denn die gemessene Abschwächung des Sternenlichts um einen gewissen Prozentbetrag verrät nur, wie groß der Planet im Verhältnis zur Sternscheibe ist, aber nicht, welchen Durchmesser die Planetenscheibe in km misst. Die Sternradien werden normalerweise einfach aus den Sternfarben, also der Temperatur und damit der Spektralklasse, abgeleitet. Das funktionierte leidlich für Sterne auf der Hauptreihe, also solchen, die ausschließlich Wasserstoff im Kern fusionieren, aber Riesen und Unterriesen sind bei gleicher Temperatur viel größer und leuchtstärker. Ohne Entfernung erkennt man jedoch nicht, ob man einen nahen Zwerg oder fernen Riesen vor sich hat. Zur Unterscheidung kann man anhand von hoch aufgelösten Spektren des Sterns versuchen herauszubekommen, wie sich das Gas auf den Sternen bewegt (Doppler-Shift) und daraus auf die Schwerkraft schließen (Riesen haben an der Oberfläche eine geringere Schwerkraft als Zwerge). Die Untersuchung ist aufwändig und wurde nur für 30% der Kepler-Sterne durchgeführt.
Travis Berger, Daniel Huber, Eric Gaidos und Jennifer van Saders [1] konnten von 197.102 Sternen im KSPC (Kepler Stellar Properties Catalog), Release DR25, 186.813 im Gaia DR2 wiederfinden und ihre Entfernungen und damit Leuchtkräfte ermitteln. Die Unsicherheit der Sternradien konnte mit 8% auf 1/4 bis 1/5 des bisherigen Werts reduziert werden. 978 Riesen wurden als im KSPC fehlerhafterweise als Zwerge klassifiziert identifiziert, 590 Zwerge als Riesen. 4400 Sterne kühle Hauptreihensterne erscheinen eine Größenklasse zu hell für ihren Spektraltyp, was darauf hinweist, dass sie einen nicht sichtbaren Doppelsternbegleiter haben, der ihre Helligkeit anhebt und somit die Stern- und Planetenradien verfälscht.
Verhältnis der mit Gaia neu bestimmten Planetenradien zu den bisher veröffentlichten Werten für bestätigte Planeten (rot) und Planetenkandidaten (schwarz). Es zeigt sich eine große Streuung, und dass die meisten Planeten im Bereich von 1 bis 5 Erdradien zu klein geschätzt worden waren. Bild: [1]
Oberhalb der 150-fachen Lichteinstrahlung der Erde zeigen heiße Jupiter zudem einen Trend, mit zunehmender Temperatur aufgeblähter zu werden. 35 bestätigte und 114 Kandidaten-Planeten wurden in der habitablen Zone ihrer Sterne gefunden, wobei 8 bzw. 34 von diesen weniger als 2 Erdradien haben. Die neu bestimmten Radien und Beleuchtungsstärken von 4176 Planeten(kandidaten) haben die Autoren freundlicherweise in einer maschinenlesbaren Tabelle online gestellt.
Die Cepheiden und die Hubble-Konstante werden neu kalibriert
Wie im letzten Artikel schon erklärt, bilden die δ-Cephei-Sterne ein wichtiges Bindeglied zwischen den Entfernungen, die man direkt per Parallaxe messen kann und den Entfernungen von Galaxien, an welchen man die Rotverschiebung anhand von Supernova-Typ-Ia-Helligkeiten kalibrieren kann. Dazu muss man die Perioden-Leuchtkraft-Beziehung der Cepheiden anhand einiger Sterne mit bekannter Entfernung kalibrieren. Leider finden sich im Bereich bis 500 pc nur 10 Cepheiden, deren Entfernung mit bisher verfügbaren Teleskopen auf weniger als 8% Fehler direkt durch Parallaxenmessung bestimmt werden kann, und unter diesen ist nur ein einziger Cepheide mit einer Periode von mehr als 10 Tagen. Gerade die langperiodischen Cepheiden sind aber die mit der größten Helligkeit, die man also in den am weitesten entfernten Galaxien noch finden kann. Weiter entfernte Galaxien messen zu können verbessert wiederum die Chance, in solchen auch eine Supernova vom Typ Ia zu erwischen, um deren Helligkeit kalibrieren zu können.
Adam Riess, Stefano Casertano et. al. [2] haben mit dem Hubble-Weltraumteleskop die Lichtkurven von 50 Cepheiden mit mehr als 8 Tagen Periode bis 7 kpc Entfernung (geschätzt) gemessen und ihre Parallaxen danach dem Gaia DR2 Katalog entnommen. Dabei mussten sie systematische Fehler der Gaia-Parallaxen korrigieren, die auf einer mit der Rotation der Sonde korrelierende Schwankung des Basiswinkels zwischen den Teleskopen beruhen (ein Effekt, der aus dem Betrieb von Gaia bereits bekannt war). Anhand von fernen Quasaren, deren Parallaxe 0 sein müsste, konnten sie den systematischen Fehler in den Parallaxen bestimmen und kompensieren. Für 46 der Cepheiden konnten zuverlässige Parallaxen bestimmt werden. Die Arbeit beschäftigt sich ausführlich damit, wie man um die systematischen Fehler im Gaia DR2 herumrechnen musste, um sie zu kompensieren, und wie groß der verbleibende Restfehler ist; in zukünftigen Gaia DRs sollten diese Fehler schon heraus gerechnet sein. Aufgrund dieser Parallaxen wurde die Perioden-Leuchtkraftbeziehung neu kalibriert und auf 19 Galaxien angewendet, in denen in einer früheren Arbeit des Hauptautors bereits Cepheiden beschrieben wurden und in denen außerdem eine Supernova Typ Ia explodierte, so dass die Entfernung der Galaxien zur Kalibrierung der SN-Typ-Ia-Lichtkurven dienen können. Dadurch konnte die Hubble-Konstante neu bestimmt werden. Der alte von Riess gefundene Wert (2016) lag bei 73,24±1,7 km s-1 Mpc-1. Das Planck-Weltraumteleskop hat in der kosmischen Hintergrundstrahlung (also im extrem frühen Universum) einen Wert von H0 = 66,93±0,62 km s-1 Mpc-1 gefunden. Das ist 2,9 Standardabweichungen σ vom heutigen Wert entfernt (und somit mit 99,6% Konfidenz keine zufällige Abweichung). Der neue Wert auf Basis der Gaia-Messungen ist geringfügig höher, H0 = 73,52±1,62 km s-1 Mpc-1, und verschärft somit die Abweichung vom Planck-Wert auf 3,8σ = zu 99,99% Konfidenz, keine zufällige Abweichung zu sehen. Das zeigt, dass wir bei der Expansion des Universums offenbar noch einen Effekt nicht berücksichtigen, der den Hubble-Parameter beeinflusst.
Neuer Katalog der Cepheiden und RR Lyrae-Sterne
Während Riess seine Cepheiden schon vor Gaia identifiziert hatte und aus dem DR2 nur deren Entfernungen heraussuchte, gingen G. Clementini et al. [3] anders vor und suchten in den Gaia-Daten nach neuen Cepheiden und den sogenannten RR-Lyrae-Sternen. Das sind genau wie die Cepheiden veränderliche Sterne, bei denen es eine feste Beziehung zwischen der Lichtwechselperiode und der Leuchtkraft gibt. RR-Lyrae-Sterne (benannt nach dem Prototyp RR im Sternbild Leier = Lyra) sind deutlich weniger massiv (ca. 1/2 Sonnenmasse gegenüber 1-10 Sonnenmassen bei den verschiedenen Cepheiden-Typen) und hell als Cepheiden, aber auch wesentlich älter. In Kugelsternhaufen oder elliptischen Galaxien, die alle sehr alt sind, findet man keine Cepheiden mehr, wohl aber RR-Lyrae-Sterne, die außerdem wesentlich häufiger vorkommen und damit eine bessere statistische Basis bilden, sowohl was die Bestimmung der Perioden-Leuchtkraft-Beziehung betrifft, als auch bei der Enfernungsmessung eines bestimmten Objekts durch möglichst viele Referenzsterne. Dafür ist ihre Reichweite dann wieder kleiner.
Plot der in ca. 220.000 bekannten RR-Lyrae-Sterne in galaktischen Koordinaten, darunter ca. 46.000 alleine in den Magellanschen Wolken (Kleckse halb rechts bei -30° bis -50° galaktischer Breite), 2.860 in 87 Kugelsternhaufen und 984 in Zwerggalaxien. Grüne Punkte sind bereits bekannte Sterne, gelbe sind bekannte Sterne, die in den Gaia-Daten von den Autoren nicht identifiziert werden konnten, und schwarze Punkte sind 50.220 neu gefundene RR-Lyrae-Sterne. Die gelben Punkt sind damit begründet, dass für einige Sterne noch nicht genug Beobachtungen vorliegen – Sterne mit weniger als 12 Beobachtungen wurden in der Analyse ignoriert. Bild: [3]
Neuer Katalog langperiodischer veränderlicher Sterne
Während die Cepheiden und RR-Lyrae-Sterne zu den kurzperiodischen veränderlichen Sternen gehören, gibt es auch solche mit Lichtwechseln, die ein Jahr und länger dauern. Beteigeuze ist ein Beispiel, Mira im Walfisch ein anderes, extremeres. Um mehr über solche Sterne zu lernen, braucht es einen Katalog, an den man statistisch herangehen kann, der also möglichst umfangreich ist. N. Mowlavi et al. [4] haben in den Gaia-Daten nicht weniger als 151.761 solcher Sterne gefunden. Der umfangreichste bisherige Katalog, der GCVS (General Catalog of Variable Stars) enthält 20.000 solcher Sterne, der OGLE-III-Survey immerhin 68.000. Die ADQL-Anfragen, um die Liste aus dem Gaia-Katalog herauszukitzeln, liefern sie im Papier gleich mit.
Wie schwer sind die Vorläufer der Weißen Zwerge?
Ein interessanter anderer Artikel zeigt am Beispiel von Weißen Zwergen, was man aus solchen Statistiken herauslesen kann. Kareem El-Badry, Hans-Walter Rix und Daniel R. Weisz [5] hatten sich zum Ziel gesetzt, das Verhältnis der Masse der Vorgängersterne von Weißen Zwergen in Beziehung zur Masse der daraus entstehenden Weißen Zwerge exakter zu bestimmen, als dies bisher bekannt ist. Denn während der Phase, in welcher ein Stern, der als Weißer Zwerg enden wird, zum Riesen anschwillt, verliert er eine große Menge Materie, die er als planetarischer Nebel um sich herum fortbläst, so dass Sterne bis zu 8 Sonnenmassen am Ende Weiße Zwerge von weniger als 1,4 Sonnenmassen hervorbringen. Sterne bis hinunter zu einer halben Sonnenmasse werden ebenfalls zu weißen Zwergen und verlieren im Verhältnis weniger Masse. Welche Masse des Weißen Zwerges am Ende für eine vorgegebene Masse des Vorläufersterns herauskommt, wird durch die Intial to Final Mass Ratio (IFMR) beschrieben, welche die Autoren zu ermitteln versuchen.
Da man für keinen bestimmten Stern zusehen kann, wie aus dem Vorläuferstern über hunderte Millionen Jahre ein Weißer Zwerg wird, muss man die Sache mit Statistik angehen. Zum Einen kann man aus jungen Sternhaufen ableiten, wieviele Sterne welcher Masse anteilsmäßig bei der Sternentstehung produziert werden. Dies nennt man die Initial Mass Function (IMF). Diese hat einen Parameter α (Exponent, siehe Link unter Initial Mass Function), der gemäß jüngerer Arbeiten empirisch zu 2,3±0,3 bestimmt werden konnte. Zum Anderen kann man eine Statistik der Massen aller Weißen Zwerge erstellen. Für die relative Verteilung der Häufigkeit von Sternmassen zwischen 0,5 und 8 Sonnenmassen sollte sich eine entsprechende Verteilungshäufigkeit bei den Weißen Zwergen finden lassen. Fiktives Beispiel: wenn 50 Prozent der Vorläufersterne weniger als 0,8 Sonnenmassen haben, dann sollte diejenige Masse, unterhalb der 50% aller Weißen Zwerge liegen, einem Vorläuferstern von 0,8 Sonnenmassen entsprechen.
Die Autoren haben sich dazu ein Farb-Helligkeits-Diagramm für Weiße Zwerge innerhalb von 100 pc aus dem Gaia DR2 angefertigt (nur in diesem kleinen Radius erwartet man, auch die kleinsten Weißen Zwerge noch in den Gaia-Daten zu finden, die bekanntlich auf 20,7m beschränkt sind). Aus dem Farb-Helligkeits-Diagramm konnten sie die Massen der Weißen Zwerge abschätzen, denn je massereicher ein Weißer Zwerg ist, desto kleiner ist er, bei einer gegebenen Temperatur erscheinen leichte Weiße Zwerg deswegen heller als massivere. Die Farbe sagt gleichzeitig etwas über das Alter aus, denn für eine gegebene Masse und Radius kühlt der Weiße Zwerg mit einer bestimmten Rate ab (mehr Masse: mehr gespeicherte Wärme; mehr Radius: mehr Oberfläche zur Abstrahlung). Um die Leuchtkräfte absolut angeben zu können, nutzten die Autoren die von Gaia bestimmten Parallaxen. Das Resultat kann sich sehen lassen:
Oben: Initial to Final Mass Ratio für Weiße Zwerge laut Messungen. Die x-Achse zeigt die ursprüngliche Masse des Vorläufersterns in Sonnenmassen, die y-Achse die Masse des entstehenden Weißen Zwergs, ebenfalls in Sonnenmassen. Die durchgezogene Linie zeigt den Mittelwert der Autoren, ausgehend von einer IMF mit dem Parameter α = 2,3 (siehe Text). Der graue Bereich zeigt die Region mit 95,4% Konfidenz (2σ). Man vergleiche die Konfidenz mit den Messungen früherer Arbeiten! Unten zum Vergleich die resultierenden IMFR-Kurven für andere Werte von α. Bild: [5]
Somit wurde eine wesentlich genauere IFMR erschlossen (sehr exakt für Sterne unter 4 Sonnenmassen, siehe Bild oben), woraus man wiederum bessere Modelle für die Entwicklung der Zwergsterne zum Riesen und schließlich zum Weißen Zwerg wird erstellen können.
Ein interessantes Nebenergebnis ergab sich bei der Auswertung des Farb-Helligkeits-Diagramms. Die Autoren modellierten ein Farb-Helligkeitsdiagramm aufgrund der beiden Haupttypen von Weißen Zwergen, Spektralklasse DA und DB (erstere haben noch eine dünne Wasserstoffhülle, letzere eine aus Helium und keinen Wasserstoff mehr). Wie in den gemessenen Daten zeigt sich das Farb-Helligkeits-Diagramm entsprechens zwiegespalten: die DA-Zwerge bilden eine von den DB-Zwergen separate Linie. Bei genauer Betrachtung zeigt sich in den Messdaten aber noch eine schwach ausgeprägte dritte Linie links unten, bei heißeren, massiveren Weißen Zwergen, die in ihrem Modell fehlt. Diese führen die Autoren auf Verschmelzungen Weißer Zwerge zurück, die dadurch aufgeheizt und massiver werden. Die Untersuchung liefert also ganz nebenbei noch eine Statistik zur Häufigkeit von Verschmelzungen Weißer Zwerge!
Gemessene und modellierte Farb-Helligkeits-Diagramme für Weiße Zwerge. Links: die Anzahl der Sterne pro Pixel im Diagramm (farbkodiert nach Skala oben) der verschiedenen absoluten Leuchtkräfte (y-Achse; oben: heller) über der entsprechenden Farbe (als Differenz aus den Gaia-Helligkeitsmessungen im blauen und roten Bereich des Spektrums; x-Achse; links: blauer, heißer). Mitte: dasselbe Diagramm aus einem auf die Daten angepassten Modell; die zwiegespaltene Linie zeigt die beiden Haupttypen DA und DB von weißen Zwergen. Aber im linken Bild ist schwach ausgeprägt noch eine dritte Linie erkennbar, die im rechten Bild, das die Signifikanz der Abweichung zwischen Modell und Messung herausstellt, besser zu erkennen ist (dunkle Farben: mehr Abweichung, blau: mehr Objekte in der Messung als vom Modell vorhergesagt, rot: umgekehrt). Man sieht links unten eine Reihe dunkler blauer Punkte. Diese Linie dürfte auf verschmolzene Weiße Zwerge zurückzuführen sein, die heißer und kleiner wurden, als ihre Vorläufer es waren. Bild: [5]
Entdeckung des absolut hellsten Quasars
Diese Meldung ging kürzlich durch die gesamte Presse, weil einer der Autoren des Papers [6] getweetet hatte, dass das Schwarze Loch, das den Quasar SMSS J215728.21-360215.1 befeuert, die Sonne in zwei Tagen verschlingen könnte (wenn der Quasar heute noch aktiv wäre und nicht 21,14 Milliarden Lichtjahre von uns entfernt wäre…). Gemeint war, dass dieser Quasar Materie mit ungewöhnlich hoher Rate verschluckt, was nicht ganz leicht zu erklären ist, denn der Strahlungsdruck des aufgeheizten Gases begrenzt normalerweise den Einfall von Material (Eddington-Limit). Vorausgesetzt, das Schwarze Loch hält das Eddington-Limit ein (was nicht notwendigerweise der Fall sein muss, unter gewissen Voraussetzungen können supermassereiche Schwarze Löcher das Limit auch mal überschreiten), dann muss es 20 Milliarden Sonnenmassen haben. Zum Vergleich: das supermassereiche Schwarze Loch der Milchstraße, Sagittarius A*, hat 4 Millionen (nicht Milliarden!) Sonnenmassen. Die absolute bolometrische Helligkeit von SMSS J215728.21-360215.1 beträgt -30,12m (das ist seine Helligkeit über alle Wellenlängen aus 10 pc = 32,6 LJ Entfernung), das sind fast 700 Billionen Sonnenleuchtkräfte. Wenn ich mich nicht verrechnet habe, wäre dieser Quasar somit aus 417 Lichtjahren Entfernung noch so leuchtstark, wie die Sonne auf der Erde aus 1 AE! Er ist damit das derzeit hellste bekannte Einzelobjekt im beobachtbaren Universum.
Das soll für dieses Mal genug sein. Hiermit kündige ich aber bereits den nächsten Artikel an, in dem weitere Arbeiten vorgestellt werden. Die sprudeln nämlich derzeit wie eine neu aufgebrochene Quelle. Möge ein mächtiger Strom daraus erwachsen!
Referenzen
[1] Travis Berger, Daniel Huber, Eric Gaidos und Jennifer van Saders, “Revised Radii of Kepler Stars and Planets using Gaia Data Release 2“, eingereicht bei American Astronomy Society Journals, arXiv:1805.00231.
[2] Adam G. Riess, Stefano Casertano, Wenlong Yuan et al., “Milky Way Cepheid Standards for Measuring Cosmic Distances and Application to Gaia DR2: Implications for the Hubble Constant“, eingereicht beim Astrophysical Journal, arXiv:1804.10655 .
[3] G. Clementini, V. Ripepi, R. Molinaro et al., “Gaia Data Release 2: Specific characterisation and validation of all-sky Cepheids and RR Lyrae stars“, eingereicht bei Astronomy & Astrophysics, arXiv:1805.02079
[4] N. Mowlavi, I. Lecoeur-Taïbi, T. Lebzelter et al., “Gaia Data Release 2: The first Gaia catalog of Long Period Variable candidates“, eingereicht bei Astronomy & Astrophysics, arXiv:1805:02035.
[5] Kareem El-Badry, Hans-Walter Rix, Daniel R. Weisz, “An Empirical Measurement of the Initial-Final Mass Relation with Gaia White Dwarfs“, eingereicht bei Astrophysical Journal Letters, arXiv:1805.05849.
[6] Christian Wolf, Fuyan Bian, Christopher A. Onken et al., “Discovery of the most ultra-luminous QSO using Gaia, SkyMapper and WISE“, angenommen bei Publications of the Astronomical Society of Australia (PASA), arXiv:1805.04317.
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