Die X-Akten der Astronomie: Der unmögliche Weiße Zwerg
Bestimmte Sterne werden am Lebensende zu Weißen Zwergen. Für deren Masse gibt es aber Grenzen. Mit einem, der dagegen verstößt, beginnt eine neue Artikelserie.
Dank immer besserer Technik, innovativen Ansätzen und internationaler Kooperation erlebt die Astronomie eine Blüte. Doch während viele Beobachtungen dabei helfen, Theorien zu verfeinern oder auszusortieren, gibt es auch immer wieder Entdeckungen, die einfach nicht zu passen scheinen. Mysteriöse Signale, mutmaßliche Verstöße gegen Naturgesetze und – noch – nicht zu erklärende Phänomene. In der Öffentlichkeit wird dann gerne darüber diskutiert, ob es sich um Spuren außerirdischer Intelligenz handelt, Wissenschaftler wissen, dass es am Ende fast immer eine natürliche Erklärung gibt. Aber überall wird die Fantasie angeregt.
In einer Artikelserie auf heise online werden wir in den kommenden Wochen einige solcher astronomischen Anomalien aus einer jüngst vorgestellten Sammlung vorstellen und erklären, warum alle Erklärungsversuche bislang an ihnen scheitern.
Das Weltraumteleskop Kepler ist ein Superstar unter den Raumsonden, hat es doch die große Mehrzahl der aktuell bekannten Exoplaneten entdeckt, also Planeten um fremde Sterne. Kepler suchte dafür nach den winzigen Verdunklungen bei Sternen, die durch diese Planeten verursacht werden, die aus unserer Perspektive vor den Sternen vorüberziehen (sogenannte Transits) und einen winzigen Teil (1,0 bis 0,01 Prozent) der Sternoberfläche abschatten. Auf diese Weise hat Kepler die Kataloge gut befüllt, aber auch Ungewöhnliches entdeckt. Ein ganz besonderes Exemplar ist ein Weißer Zwerg, den es eigentlich noch lange nicht geben dürfte. Um das zu erklären, müssen wir aber etwas weiter ausholen.
Das dramatische Ende massiver Sterne als Supernova ist hinlänglich bekannt. Kleinere Sterne von der Größe unserer Sonne enden allerdings nicht in einer spektakulären Explosion. Den weitaus größten Teil ihres Lebens fusionieren Sterne in ihrem Kern Wasserstoff zu Helium. Wenn am Ende ihres Lebens der Wasserstoff im Kern zur Neige geht, verlagert sich die Wasserstofffusion mehr und mehr in eine Schale um den Kern. Im Kern sammelt sich die Helium-"Asche" an und verdichtet sich mehr und mehr unter ihrem Eigengewicht und dem Druck des darüberliegenden Sterns zu einem Objekt von etwa der Größe der Erde, bis schließlich der sogenannte Entartungsdruck der Elektronen einen weiteren Kollaps verhindert.
Das Pauli-Prinzip besagt, dass zwei Elektronen im gleichen Volumen nicht in allen ihren Eigenschaften übereinstimmen dürfen und limitiert somit die Zahl der Elektronen auf gleichem Energieniveau, sodass die Elektronen im entarteten Gas alle möglichen Energieniveaus bis fast zur Lichtgeschwindigkeit auffüllen müssen. Weiter lässt sich das Gas dann nicht mehr verdichten.
Das Schicksal von Sternen mit mehr als 0,6 Sonnenmassen
Je mehr Masse der entartete Kern hat, desto höher kann er durch weiteres Schrumpfen die Energie der Elektronen treiben und umso kleiner und heißer wird der Kern, ohne dass der Entartungsdruck dadurch zunähme. Sterne von mindestens 0,6 Sonnenmassen erreichen so noch die Temperatur, bei der Helium fusioniert und Kerne bis zum Magnesium bildet. Beim sogenannten s-Prozess können durch bei den Fusionsprozessen freigesetzte und von Kernen eingefangene Neutronen sogar Elemente schwerer als Eisen entstehen. Elemente wie Strontium, Zirkon, Barium, Bismut, Quecksilber und Titan gehen zum größten Teil auf das Ende von Sternen mit 0,6 bis 10 Sonnenmassen zurück.
Während der Kern schrumpft, bläht das Schalenbrennen von Wasserstoff den Stern äußerlich immer weiter auf, er wird zum Roten Riesen mit 100 und mehr Sonnendurchmessern. An der weit vom Massenzentrum entfernten Oberfläche sind die Gasdichte und die Schwerkraft so gering, dass der von den Magnetfeldern des Sterns angetriebene Sternenwind den Roten Riesen große Mengen an Gas in den Weltraum verlieren lässt. So bläst der Stern allmählich seine gesamte Hülle fort.
Zurück bleibt nur der nackte, etwa erdgroße entartete Kern, der aus der Fusionsphase noch auf mehrere 10.000 K aufgeheizt gleißend weiß leuchtet, aber wegen seiner kleinen Oberfläche insgesamt nicht sehr hell ist – ein Weißer Zwerg. Seine Materie ist so dicht gepackt, dass ein Kubikzentimeter davon um die 1000 Tonnen Masse aufbringt. Ein Stern von einer Sonnenmasse hinterlässt einen Weißen Zwerg von 0,6 Sonnenmassen, Sterne von einer halben Sonnenmasse solche von 0,4 Sonnenmassen.
Die kleinsten unter den Zwergen
Sterne von weniger als einer halben Sonnenmasse blähen sich nicht zu Roten Riesen auf. In Sternen wie der Sonne ist der Kern vom Austausch mit dem Rest des Sterns abgeschnitten, weil in den tieferen, heißen Schichten des Sterns die Wärme durch Strahlung nach außen befördert wird. Nur in den äußeren Schichten wird sie durch aufsteigendes Gas nach oben transportiert, also durch Konvektion, die mit einer Umwälzung des Gases einhergeht. Damit kann so ein Stern nur einen kleinen Teil seines Wasserstoffs der Fusion zuführen.
Sterne von weniger als einer halben Sonnenmasse, die sogenannten Roten Zwerge, sind im Inneren kühler, bis zur Fusionszone konvektiv und können so fast ihren gesamten Wasserstoffvorrat im Kern verbrennen, ohne zum Schalenbrennen übergehen zu müssen. Wenn sie mindestens 10 Prozent der Sonnenmasse aufbringen, schrumpfen sie dabei allmählich im Ganzen unter ihrem Gewicht zu einem Weißen Zwerg zusammen.
Da unter dem vergleichsweise geringen Druck in ihrem Inneren die Fusion zudem nur stark gedrosselt abläuft – selbst die Sonne erzeugt in einem Kubikmeter ihres Kerns weniger Wärme als ein gleich großer Misthaufen – leben die leichtesten Roten Zwerge extrem lange. Nicht Milliarden Jahre, wie die Sonne, sondern tausende Milliarden – Billionen. Weitaus länger als das bisherige Alter des Universums. Deswegen sollte es im Universum keine Weißen Zwerge von 10 bis 30 Prozent der Sonnenmasse geben.
Auftritt KIC 8145411
Das Doppelsternsystem KIC 8145411 nun wurde vom Weltraumteleskop Kepler entdeckt, es besteht aus einem Weißen Zwerg, der einen sonnenähnlichen Stern umkreist. Wir schauen genau auf die Kante der Umlaufbahn, sodass der Weiße Zwerg bei jedem Umlauf einen Transit vor dem Primärstern vollführt. Die Schwerkraft des Weißen Zwergs ist dabei so groß, dass er das Licht des Primärsterns im Transit wie ein Linse bündelt und ihn somit nicht abschattet, sondern heller erscheinen lässt, ein sogenanntes selbstlinsendes System; man beobachtet diesen Gravitationslinseneffekt üblicherweise nur bei sehr verschieden weit entfernten Sternen, bei denen der nähere zufällig die Sichtlinie zum entfernteren kreuzt und diesen ein paar Stunden bis Tage lang aufleuchten lässt.
(Bild: Masuda, Kawahara et al., CC BY 3.0)
(Bild: Autor)
Der Weiße Zwerg selbst ist so lichtschwach, dass seine Bedeckungen durch den Hauptstern für Kepler unsichtbar waren. Da er den Hauptstern jedoch bei seinem Umlauf mächtig hin- und herzerrt, was sich als periodisch variierende Dopplerverschiebung der dunklen Absorptionslinien im Spektrum des Sterns beobachten lässt, konnte ein US-japanisches Team von Wissenschaftlern der Universitäten Princeton/New Jersey, Harvard & Smithsonian, Cambridge/Massachusetts, und Tokio seine Masse bestimmen: in ihrer im August 2019 veröffentlichten Arbeit geben sie 0,2±0,01 Sonnenmassen an.
0,2 Sonnenmassen? Sagte ich nicht vorhin, dass es solche Sterne nicht geben kann?
Angezapft und abgesaugt?
Doch, es gibt eine Hintertür für die Entstehung solch ultraleichter Weißer Zwerge: Wenn der allmählich wachsende Rote Riesenstern einen engen Begleitstern hat, kann sein Gas zum Nachbarstern hinüberfließen und den Kern freilegen, wenn er noch klein ist. Zahlreiche solcher Sternsysteme sind bekannt (siehe Bild), sie haben Umlaufzeiten von weniger als 10 Tagen und ihr Lichtwechsel beim Umlauf zeigt manchmal das Profil eines von der Schwerkraft des engen Begleiters elliptisch in die Länge gezogenen Primärsterns.
Das Problem bei KIC 8145411 ist allerdings, dass seine Umlaufzeit 455 Tage beträgt, woraus ein Abstand der Sterne von 1,28 Astronomischen Einheiten folgt – der 1,28-fache Abstand der Erde von der Sonne. Viel zu viel für einen Massentransfer, denn ein Riesenstern mit einem entarteten Kern von 0,2 Sonnenmassen kann höchstenfalls 9 Sonnenradien oder 0,04 Astronomische Einheiten durchmessen. Das macht ihn in der Grafik oben links in der Ecke sehr einsam.
(Bild: Masuda, Kawahara et al., CC BY 3.0)
Könnte es sich einfach um einen Messfehler handeln? Die Masse des Weißen Zwergs ist nur im Verhältnis zur Masse des Primärsterns bekannt, und diese wird aus dessen Oberflächendruck und Temperatur (die sich aus den Spektrallinien sehr genau bestimmen lassen) ermittelt. Damit der Weiße Zwerg plausiblere 0,4 Sonnenmassen hätte, müsste der Hauptstern 3,3 Sonnenmassen haben. Dann wäre er aber kein sonnenähnlicher gelber G-Stern, sondern ein viel hellerer weißer oder blauweißer Stern der Spektralklassen A oder B – das hätte man gemerkt.
Die Masse des Weißen Zwergs wiederum wird aus der Geschwindigkeit bestimmt, mit der er den Stern hin- und herzerrt, und die lässt sich aus der periodischen Dopplerverschiebung seiner Spektrallinien ermitteln, die sich zum Roten verschieben, wenn der Stern sich von uns wegbewegt, und zum Blauen, wenn er sich uns nähert.
(Bild: NASA/JPL-Caltech)
Wie könnte also ein Massentransfer zwischen den Sternen zustande gekommen sein? Möglicherweise könnte ein unentdeckter oder aus dem System geschleuderter dritter Stern involviert gewesen sein, der die Umlaufbahn des später als Weißer Zwerg endenden Roten Riesen stark elliptisch gemacht haben könnte, sodass er dem Primärstern viel näher kam als heute.
Alternativ könnte der dritte Stern den Weißen Zwerg bei einer Begegnung von einer engen Umlaufbahn auf eine höhere angehoben haben und selbst in den G-Stern gestürzt sein. Dazu passt allerdings nicht, dass die Umlaufbahn des Weißen Zwergs fast perfekt kreisförmig ist, ein Begleitstern kann nur die der Begegnung gegenüberliegende Seite dessen Orbits anheben, der Weiße Zwerg müsste danach unweigerlich wieder an den Ort der Interaktion in der Nähe des Hauptsterns zurückkehren und somit auf einer stark elliptischen Bahn verbleiben.
Verräterische Blaue Nachzügler
Oder der Vorläuferstern hatte sich doch zu einem Roten Riesen mit einem Radius von einer Astronomischen Einheit aufgebläht, sodass im derzeitigen Orbit Masse zum Primärstern überfließen konnte. Der Kern eines solchen Sterns hätte dann aber wenigstens 0,5 Sonnenmassen. Er müsste dann durch einen noch unbekannten Mechanismus die Hälfte seiner Masse verloren haben. Tatsächlich gibt es eine Klasse von Sternen, die sogenannten Field Blue Stragglers, die offenbar durch Massentransfer von Begleitsternen scheinbar verjüngt wurden – sie brennen heißer und blauer als ihr Alter es zulassen würde, denn blaue Sterne leben wegen ihres hohen Energieumsatzes nur ein paar zehn bis hundert Millionen Jahre lang.
Blue Straggler bedeutet blauer Nachzügler, ein treffender Name für einen nachträglich verjüngten Stern. Man kennt diese aus den sehr alten Kugelsternhaufen, in deren Zentren die Sterne so dicht stehen, dass sie manchmal verschmelzen und zu blauen Nachzüglern werden – der Massenzuwachs erhöht den Druck im Stern und heizt so die Fusionsprozesse mächtig an, was die Sterne blau-weiß glühend leuchten lässt.
Massentransfer
Field Blue Stragglers heißen so, weil sie im Feld, also außerhalb von Kugelsternhaufen, beobachtet werden, wo Sternkollisionen außerhalb von Mehrfachsternsystemen so gut wie ausgeschlossen sind. Nur ein Massentransfer von einem Begleiter kann sie verjüngen. Für einen Massentransfer spricht die schnelle Rotation dieser Sterne – das einfallende Material hat den Stern wie den Strudel an einem Wasserabfluss in Drehung versetzt – und dass sie von Doppelsternpartnern umkreist werden, die so lichtschwach sind, dass ihre Anwesenheit sich nicht einmal durch eigene Linien im gemeinsamen Spektrum verrät. Die Dopplerverschiebung der Spektrallinien des Primärsterns zeigt jedoch, dass er sich unter dem Einfluss der Schwerkraft eines Partnersterns hin- und herbewegt. Unter diesen finden sich teils solche bis hinab zu 10 Prozent der Sonnemasse mit Orbits weit jenseits der Entfernung für einen stabilen Massentransfer durch einen Stern mit einem so leichten Kern.
Interessanterweise zeigen zwei dieser Blue Stragglers gehäuft Elemente wie Strontium, Barium und Blei in ihrem Spektrum, die wie eingangs erwähnt durch Neutroneneinfang in Sternen von 0,6-10 Sonnenmassen entstanden sein müssen, welche mit Sicherheit Kerne von mehr als 0,4 Sonnenmassen gehabt hatten. So scheint KIC 8145411 vielleicht doch kein seltener Einzelfall zu sein.
Auf welche Weise aber die Masse der Überreste dieser Sterne bei weniger als 20 Prozent der Sonnenmasse enden konnte, weiß bislang niemand.
(mho)