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  Aktuelle Forschung :: November 2011 Zur Übersicht

Musik der Sterne verrät etwas über ihre Eigenschaften

Wie groß und wie massereich sind die Sterne, die wir am Nachthimmel sehen? Auch wenn das eine einfache Frage zu sein scheint, so können herkömmliche Beobachtungsmethoden, wie Photometrie und Spektroskopie darauf keine direkte Antwort geben. Zum Glück bekommt man aber Antworten, wenn man der Musiksymphonie von pulsierenden Sternen lauscht. Mit genauen asteroseismischen Beobachtungen von der Kepler-Mission hat ein internationales Team an Wissenschaftlern, geführt vom Max-Planck-Institut für Astrophysik, zum ersten Mal die Eigenschaften von Feldsternen auf der Hauptreihe charakterisiert und ihre Massen und Radien auf eine komplett Modell-unabhängige Art und Weise bestimmt.

Abb 1: Künstlerische Darstellung der Schallwellen im Innern eines Sterns mit einem umlaufenden Planeten im Vordergrund. Kepler hat in mehr als 500 sonnenähnlichen Sternen Oszillationen beobachtet.
Bildquelle: G. Perez Diaz, IAC (MultiMedia Service).

Abb 2: Maximale Frequenz und Effektivtemperatur für alle Sterne, bei denen Oszillationen entdeckt wurden. Für einige Sternparameter sind auch Entwicklungslinien eingezeichnet: bei solarer Metallizität für 0,85 Sonnenmassen (Strich-Punkt-Linie), für 1,0 Sonnenmassen (durchgezogene Linie) und 1,15 Sonnenmassen (gestrichelte Linie) sowie bei weniger als solarer Metallizität für 1,0 Sonnenmasse (gepunktete Linie). Die Sonne selbst ist als Kreis mit Punkt nahe dem unteren Ende der 1,0 Sonnenmassen-Linie eingezeichnet.

Abb 3: Diese Grafik zeigt die Effektivtemperatur und einen Messwert für die Oberflächenschwerkraft (log g) für alle Sterne, wobei log g mit Hilfe von Skalengesetzen bestimmt wurde. Sterne, deren Masse zu 1 Sternenmasse ± 15% bestimmt wurde, sind als rote Kreise dargestellt; alle anderen Sterne, bei denen Oszillationen nachgewiesen wurden, sind als graue Punkte eingezeichnet (zur Übersichtlichkeit ohne Fehlerbalken). Die Streuung rührt wahrscheinlich von Unterschieden in der chemischen Zusammensetzung der Sterne. Stellare Entwicklungslinien und die Position der Sonne sind wie in Abbildung 2.

Unsere Galaxie besteht aus Sternen, die sich in Größe, Alter und chemischer Zusammensetzung unterscheiden. Gegenwärtige Beobachtungstechniken können einige Eigenschaften der Sterne eingrenzen, wie die Effektivtemperatur, die Schwerkraft an der Oberfläche oder die Zusammensetzung. Um allerdings die Massen und Radien zu bestimmen, müssen diese Messungen um theoretische Berechnungen der Sternentwicklung ergänzt werden, bei denen aufgrund unseres nur bedingten Verständnis der physikalischen Prozesse im Sterninnern große Unsicherheiten bestehen. Dies wirkt sich auf viele Felder der Astrophysik aus, von der Beschreibung der Sternenpopulation in Kugelhaufen bis hin zur Rekonstruktion der Entstehungsgeschichte von entfernten Galaxien.

Glücklicherweise sind Sterne wie unsere Sonne nicht statisch sondern liefern uns durch ihre Oszillationen Zusatzinformationen. Genauso wie Luft, die durch ein Musikinstrument strömt, regen die heftigen Konvektionsbewegungen der äußeren Sternschichten akustische Wellen an, die sich durch das Sterninnere hindurch bewegen. Je nachdem, wie der klingende Hohlraum beschaffen ist, wird der Stern bei verschiedenen Frequenzen und mit unterschiedlichen Obertönen schwingen, und dabei periodisch anschwellen und schrumpfen, während die akustischen Wellen sein Inneres durchlaufen. Das Feld, das sich in der Astrophysik mit diesen (und anderen) Arten der Sternpulsation beschäftigt, bezeichnet man als Asteroseismologie.

Im Prinzip sollte jeder Stern mit einer konvektiven äußeren Schicht akustische Oszillationen zeigen. (Meist werden diese als sonnenähnliche Oszillationen bezeichnet, da sie zum ersten Mal bei der Sonne beobachtet wurden.) Die Helligkeitsänderungen, die dadurch hervorgerufen werden, sind allerdings recht gering, sie können nur eine Mikromagnitude ausmachen. Eine derartige Genauigkeit stellt für bodengebundene Beobachtungen eine große Herausforderung dar, so dass sich die Astronomen nach Beobachtungsmöglichkeiten vom Weltraum aus umsahen, da dort eine höhere Genauigkeit erreicht werden kann.

Die Kepler-Mission ist das erfolgreichste Beispiel für asteroseismische Beobachtungen. Wie die künstlerische Darstellung in Abbildung 1 zeigt, besteht ein Hauptziel dieses Satelliten darin, extrasolare Planeten durch die “Transitmethode” zu entdecken. Wenn sich ein Planet auf seinem Orbit zwischen Stern und Beobachter schiebt, so führt das zu einer geringen Helligkeitsabnahme. Die beobachteten Oszillationspektren müssen sorgfältig untersucht werden, um zwischen einer externen Quelle der Helligkeitsabnahme wie z.B. durch einen Planeten und intrinsischen Schwankungen zu unterscheiden. Während seiner gesamten Laufzeit blickt Kepler stets auf die gleiche Himmelsregion und überwacht so kontinuierlich und gleichzeitig die Helligkeit von mehr als 100 000 Sternen in unserer Galaxie.

Eines der vielen wichtigen Ergebnisse der Kepler-Mission ist der Nachweis von Oszillationen in mehr als 500 Sternen, die sich in der sogenannten Hauptreihenphase befinden. Dies ist der längste Abschnitt im Leben eines Sterns, während dessen Energie durch die Fusion von Wasserstoff — dem Hauptbestandteil eines Sterns — zu Helium erzeugt wird.

Mit Hilfe einer Messgröße zur Oberflächentemperatur der Sterne (der sogenannten Effektivtemperatur) können wir in Abbildung 2 die seismischen Beobachtungen — die mit einer bisher unerreichten Genauigkeit gemessen wurden — mit theoretischen Vorhersagen vergleichen. Interessanterweise stellt sich heraus, dass ein großer Teil der seismischen Beobachtungen in dem Bereich liegen, wo sich die Entwicklungslinien für Sterne mit annähernd einer Sonnenmasse befinden. Ist es möglich, die Massen und Radien dieser Sterne genau zu bestimmen?

Die Asteroseismologie liefert auf diese Frage eine Antwort und zwar mit der sogenannten “direkten Methode” zur Bestimmung von Masse und Radius. Die beiden globalen, asteroseismischen Größen eines Sterns, der große Frequenzabstand und die Frequenz der größten Schwingungsleistung, sind über einen großen Wertebereich eng miteinander verknüpft. Darüber hinaus korrelieren sie auch mit genau bekannten Parametern der Sonne, wie der Oberflächentemperatur, durch einfache Skalengesetze. Da die Oszillationen von den Charakteristiken des klingenden Hohlraums (also der Größe des Sterns) abhängen, können wir aus den globalen seismischen Parametern und der Effektivtemperatur direkt die Masse und den Radius des Sterns bestimmen.

Abbildung 3 zeigt neben allen Sternen, bei denen Oszillationen gemessen wurden auch diejenigen mehr als 70 Sterne, bei denen die Massenbestimmung annähernd eine Sonnenmasse ergab. Für einige dieser Sterne liegen genaue Metallizitätsmessungen von spektroskopischen Beobachtungen vor (also die Häufigkeiten der Elemente schwerer als Wasserstoff und Helium) und die Übereinstimmung mit den Entwicklungsrechnungen ist ausgezeichnet. Die Daten lassen also vermuten, dass wir damit zum ersten Mal erfolgreich eine Entwicklungssequenz von Feldsternen mit annähernd einer Sonnenmasse identifiziert haben.

Diese Ergebnisse haben etliche interessante Auswirkungen auf die Astrophysik. Wir können nun eine differentielle Analyse bei Sternen mit ähnlicher Masse aber in unterschiedlichen Entwicklungsstufen durchführen, und damit ihr Leben entlang der Hauptreihenphase verfolgen. Sie zeigen auch die Leistungsfähigkeit der Astroseismologie, um Sternenpopulationen in einer bestimmten Himmelsregion zu charakterisieren.

Die seismischen Beobachtungen erlauben es zusammen mit Abschätzungen der Effektivtemperatur, die Massen und Radien von Sternen in unterschiedlichen Entwicklungsstufen mit sehr hoher Genauigkeit zu bestimmen. Dies eröffnet uns die aufregende Möglichkeit das stellare Alter mit einer höheren Präzision zu bestimmen, als dies mit anderen Verfahren in Studien der Sternpopulationen wie Isochronen oder der Datierung der chromospherischen Aktivität möglich ist. Kombiniert man diese Ergebnisse mit Parametern, die anhand der Sternfarben bestimmt wurden, wie die Metallizitäten, und dem Winkeldurchmesser (und damit mit der Entfernung, wenn man diesen mit dem Radius vergleicht), so könnte dies zu einem vollständigen Bild der Sternpopulation im Keplerfeld führen.

Es bestehen also viele Möglichkeiten. Das Potential der Astreoseismologie theoretische Modelle einzuschränken, die zugrunde liegenden physikalischen Prozesse aufzudecken und die dynamische Geschichte unserer Galaxie aufzuzeigen wird endlich ausgeschöpft.


V. Silva Aguirre, L. Casagrande, R. Schönrich, A. Weiss


Veröffentlichung

V. Silva Aguirre, W. J. Chaplin, J. Ballot, S. Basu, T. R. Bedding, et al., "Constructing a One-solar-mass Evolutionary Sequence Using Asteroseismic Data from Kepler", 2011, The Astrophysical Journal, 740, L2 linkPfeilExtern.gifhttp://iopscience.iop.org/2041-8205/740/1/L2



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Letzte Änderung: 31.10.2011