Menü

Missing Link: Wie die ESA-Sonde Gaia die Astronomie revolutioniert

Seit anderthalb Monaten ist der zweite Datensatz des Weltraumteleskops Gaia öffentlich. Die Daten revolutionieren die Astronomie, aber wenige bekommen es mit.

Missing Link: Gaia und die übersehene Revolution der Astronomie

Künstlerische Darstellung der Gaia-Sonde im All

(Bild: ESA/ATG medialab – ESO/S. Brunier)

Weitgehend unbemerkt von der Öffentlichkeit spielt sich derzeit eine Revolution in der Astronomie ab. Verantwortlich ist die Raumsonde Gaia und die Veröffentlichungspraxis ihrer Daten. Damit rollt die ESA-Sonde die Astronomie neu auf. So richtig los ging es erst Ende April mit der Veröffentlichung des 2. Datensatzes (Gaia Data Release 2, DR2), einem riesigen 3D-Himmelsatlas. Allein im Mai sind rund 100 Arbeiten mit direktem Gaia-Bezug eingereicht worden. Auch wenn noch viel mehr zu erwarten ist, lohnt eine Einordnung und ein erster Blick auf Gaia.

Mehr Infos

Über den Autor

Alderamin bloggt auf Scienceblogs über eines seiner liebsten Hobbys – die Astronomie. In jüngster Zeit schreibt er viel über die Revolution, die die Veröffentlichung des zweiten Gaia-Datensatzes bedeutet.

Alderamins Blog Alpha Cephei

Gaia wurde konstruiert, um mehr als eine Milliarde Sternpositionen (Fachbegriff: Örter), Sternfarben sowie Entfernungen und Geschwindigkeiten für möglichst viele Objekte präzise zu messen. Diese Vermessung des Himmels wird als Astrometrie bezeichnet.

Visualisierung der Parallaxe (die roten Punkte sind ferne Quasare, die quasi fix stehen)

(Bild: James Davenport )

Die Bestimmung der Entfernung eines Sterns beruht darauf, dass sein Ort sich um einen kleinen Winkel vor dem Hintergrund fernerer Sterne verschiebt, während die Erde im Laufe des Jahres die Sonne umkreist. Dieser Winkel wird als Parallaxe bezeichnet. Wer den Zeigefinger vor der Nase positioniert und ihn abwechselnd mit dem linken und rechten Auge anvisiert, beobachtet den gleichen Effekt. Je kleiner die Parallaxe eines Sterns ist, desto weiter ist er entfernt. Die Parallaxe von Fixsternen ist so klein, dass sie in Bruchteilen von Bogensekunden gemessen wird. Eine Bogensekunde ist der 3600. Teil eines Winkelgrads, etwa der Sehwinkel einer Eurocent-Münze aus 3500 Metern Entfernung.

Eine Parallaxe von einer Bogensekunde für den Radius der Erdbahn entspricht einer Entfernung von 3,26 Lichtjahren, auch 1 parsec oder 1 pc genannt (Parallaxensekunde). Der allernächste Stern, Proxima Centauri, ist bereits 1,3 pc entfernt. Der Anspruch an Gaia ist, Sternörter, jährliche Parallaxen und die Eigenbewegung von Sternen auf 10 Millionstel Bogensekunden genau zu messen, entsprechend dem Sehwinkel einer Centmünze auf dem Mond!

Dazu verwendet Gaia zwei identische Teleskope, die in zwei um einen festen Basiswinkel von 106,5° versetzte Richtungen schauen und deren Bilder in der gemeinsamen Fokusebene der Teleskope überlagert werden. Sternörter werden relativ zueinander gemessen und durch den großen Winkelabstand lassen sich Örter in weit getrennten Himmelsabschnitten direkt miteinander vergleichen, sodass sich Messfehler nicht über größere Distanzen summieren. Die Teleskope verfügen über rechteckige Hauptspiegel mit 1,45 m × 0,5 m Öffnung und besitzen eine Brennweite von 38 m, bei einer Baugröße des Satelliten von nur 4,60 m Höhe und 2,30 m Durchmesser. Im Fokus des Teleskops befindet sich ein gewaltiges 97 × 42 cm messendes Array von 106 hochempfindliche CCD-Sensoren mit je 4500 × 1966 Pixeln – insgesamt 938 Megapixel auf dem größten Sensorfeld, das je in den Weltraum geschossen wurde.

Um 500 Sternörter pro Sekunde zu messen, verwendet man ein geniales Verfahren: Man lässt die Sonde innerhalb von 6 Stunden langsam rotieren, wobei die Teleskope senkrecht zur Drehachse nach außen schauen, so dass die von ihnen abgebildeten Sterne langsam über die CCDs driften. CCDs werden ausgelesen, indem die von den Lichtquanten freigesetzten Ladungsträger entlang der CCD-Pixelspalten zum Rand hin verschoben werden, wo die Ladung zu einem digitalen Helligkeitswert gewandelt wird. Die Gaia-CCDs werden synchron zur Drift der abgebildeten Sterne ausgelesen. Das heißt, während die Ladung Pixel für Pixel durch die CCD-Spalten geschoben wird, fällt das Licht des Sterns weiter auf diese Pixel, so dass das Abbild eines Sterns während des Auslesens belichtet wird. Eine bordinterne Atomuhr sorgt für eine mit dem Auslesen absolut synchrone Rotation der Sonde.

Um eine genaue Positionsmessung insbesondere für lichtschwache Sterne zu erhalten, durchläuft jeder Stern nacheinander 9 CCDs im Astrometriefeld, deren Messungen kombiniert werden. 7 übereinander liegende CCD-Reihen erfassen das gesamte Blickfeld der Teleskope. Weitere Gruppen von CCDs messen die Sternhelligkeiten im roten und blauen Spektralbereich, woraus sich die Farbe und damit die Oberflächentemperatur ableiten lassen, sowie kurze Sternspektren, die von einem vorgeschalteten Gitterspektroskop erzeugt werden. Anhand der Verschiebung der Spektrallinien im Sternenlicht lässt sich die Geschwindigkeit auf den Beobachter zu oder von ihm weg messen (die Radialgeschwindigkeit).

Zusammen mit der als Eigenbewegung bezeichneten, innerhalb von Jahren messbaren Fortbewegung eines Sterns über den Himmel und seiner Entfernung ergibt sich seine Geschwindigkeit durch den Raum. Weiterhin gibt es pro Teleskop je eine separate Spalte von Skymapper-CCDs, die für jeden zu messenden Stern zu Beginn des Scans vermerken, von welchem Teleskop sein Licht stammt und mit deren Hilfe die überhaupt zu messenden Sterne ausgewählt werden – zu schwache Sterne und flüchtige Blitze kosmischer Strahlen werden aussortiert. Schließlich gibt es CCDs zur Überwachung der Justierung der Optiken.

Die am 19. Dezember 2013 gestartete Sonde driftet um den Lagrange-2-Punkt von Erde und Sonne, einem 1,5 Millionen km jenseits der Erdbahn gelegenen Ort auf der Linie Sonne-Erde, an dem sich die Schwerkraft von Erde und Sonne derart addieren, dass ein Objekt dort synchron mit der Erde um die Sonne kreisen kann. Das Heck der Sonde mit den Solarzellen zur Stromversorgung und der Kommunikationsantenne weist permanent zur Sonne und Erde hin, wobei die Drehachse im Winkel von 45° zur Sonnenrichtung geneigt ist und eine langsame, 63 Tage dauernde Taumelbewegung um diese herum vollführt.

Durch die Taumelbewegung der Sonden-Rotationsachse um die Richtung zur Sonne herum wird der Himmel streifenweise abgetastet.

(Bild: Gaia Collaboration, arXiv:1609.04153)

Gemessene Positionen sind nur in Scanrichtung hochgenau. Aber dank der Taumelbewegung wird jeder Stern mehrfach aus verschiedenen Scan-Richtungen überstrichen, so dass aus vielen eindimensionalen Scans zweidimensionale Himmelskoordinaten ermittelt werden können. Jeder Stern soll am Ende der Primärmission im Schnitt 70 Mal überstrichen worden sein. So soll im 4. Datensatz eine Präzision von 9 Mikrobogensekunden für einen Stern mittlerer Helligkeit von 15. Größenklasse erreicht werden. Dies entspricht etwa der Helligkeit der Sterne, die in einem Teleskop mit 45 cm Objektivdurchmesser gerade noch zu erkennen sind; Gaia misst jedoch noch Sterne, die 200mal lichtschwächer sind, knapp 1,7 Milliarden Sterne. Zum Vergleich: Ihr Vorgänger, der Satellit Hipparcos, vermaß in den 1990er Jahren die Örter, Parallaxen und Eigenbewegungen von 118000 Sternen auf 1 Millibogensekunde und von rund 2 Millionen Sternen auf 20 Millibogensekunden genau.

Gaias erster Datensatz wurde bereits im September 2016 veröffentlicht und enthielt Positionen von 1,1 Milliarden Sternen auf der Basis der ersten 14 Monate Beobachtungsdauer. Da diese Zeit für Parallaxen und Eigenbewegungen noch zu kurz war, musste hierfür auf Daten der Hipparcos-Mission zurückgegriffen werden, die nur für 2 Millionen Sterne vorhanden waren. Erst der am 25. April dieses Jahres veröffentlichte 2. Datensatz DR2 enthält ausschließlich von Gaia ermittelte Daten – 1,7 Milliarden Sternörter, 1,3 Milliarden Parallaxen und Eigenbewegungen, 161 Millionen Oberflächentemperaturen und 7 Millionen Radialgeschwindigkeiten. 1,7 Milliarden Sterne klingt nach einer ganzen Menge, das sind aber nicht einmal 2 Prozent aller Sterne der Milchstraße – warum ist das also so bedeutsam?

Weil in der Astronomie die Entfernung alles ist – sie macht aus Sternhelligkeiten Sonnenleuchtkräfte, die es erlauben, den Energieumsatz und die Lebenserwartung eines Sterns zu berechnen. Aus der Farbtemperatur und der Leuchtkraft folgen Oberfläche und Durchmesser des Sterns – auch im größten Teleskop bleiben Sterne strukturlose Lichtpunkte. Entfernungen erlauben es, bei Doppelsternen die Bahnradien und somit aus der Bewegung der Sterne umeinander ihre Massen zu bestimmen.

Entfernungen ermöglichen es, über die aus der an Doppelsternen kalibrierten Masse des jeweiligen Sterntyps auf die Masse eines unsichtbaren Planeten zurückzuschließen, der mit seiner Schwerkraft am Stern zerrt, so dass sich dessen Spektrallinien messbar verschieben. Über direkt gemessene Parallaxen können wir die Leuchtkraft bestimmter pulsierender Sterne bestimmen, deren Pulsationsdauer in fester Beziehung zur Leuchtkraft steht, so dass wir anhand der Helligkeit solcher Sterne in Nachbargalaxien deren Entfernung messen können und lernen, dass die Milchstraße 100.000 Lichtjahre durchmisst und andere Galaxien Millionen von Lichtjahren weit entfernt sind.

Leuchtet in der einen oder anderen Nachbargalaxie eine Supernova eines bestimmten, stets gleich hellen Typs auf, so können wir auch deren Helligkeit in Beziehung zur Entfernung setzen und damit Entfernungen quer durch das beobachtbare Universum messen. Daraus lernen wir, dass es beschleunigt expandiert und vor knapp 14 Milliarden Jahren entstanden ist.

Kurzum – ohne Entfernungen wäre der Himmel für uns eine perforierte Kugelschale, durch deren Löcher das dahinter lodernde Feuer flackert – mit Entfernungen finden wir uns in einem gewaltigen Universum wieder, dessen Werdegang sich uns offenbart. Genau deshalb ist Gaia so bedeutsam – nie zuvor konnten wir Entfernungen und die Bewegungen von Objekten am Himmel über so große Distanzen bestimmen.

Die Revolution von Gaia ist denn auch in erster Linie eine der Präzision. Schauen wir uns anhand von ein paar Arbeiten des vergangenen Monats an, wie Gaia die unterschiedlichsten Fachgebiete der Astronomie befruchtet.

Die Arbeit eines Teams um Laura Watkins vom Space Telescope Science Institute beschäftigt sich mit der Bestimmung der Masse unserer Milchstraße. Bisherige Abschätzungen streuten zwischen 500 Milliarden und 3 Billionen Sonnenmassen, von denen der größte Teil in einem kugelförmigen Halo aus Dunkler Materie stecken soll, der die Milchstraße einhüllt. Dank Gaia liegen nun die Raumgeschwindigkeiten von 75 Sternhaufen vor, welche die Milchstraße innerhalb des Halos umkreisen, und ihre Geschwindigkeiten spiegeln die innerhalb ihres Abstands vom Milchstraßenzentrum eingeschlossene Masse wider.

Die Autoren fanden 220 Milliarden Sonnenmassen innerhalb von ca. 70.000 LJ, 440 Milliarden innerhalb von 130.000 LJ und extrapolierten daraus eine Masse von ca. 1700 Milliarden Sonnenmassen für die Milchstraße mitsamt Halo innerhalb von ungefähr 1 Million Lichtjahren, einem Wert in der Mitte des bisher geschätzten Bereichs. Die überwiegende Masse der Milchstraße steckt demnach im sternenarmen Halo – eben Dunkle Materie.

Sterne zwischen 0,5 und 8 Sonnenmassen beenden ihr Leben als Weiße Zwerge, superdichte Objekte von nur ungefähr Erdgröße aber einer Masse von bis zu 1,4 Sonnenmassen – erheblich weniger als die bis zu 8 Sonnenmassen ihrer Vorläufersterne. Bevor aus einem sonnenähnlichen Stern ein Weißer Zwerg wird, muss er in seiner Phase als aufgeblähter Riese eine Menge Gas als Sternenwind verlieren. Bisher war kaum bekannt, welche Massen die Vorläufersterne Weißer Zwerge einer bestimmten Masse haben.

Kareem El-Badry (von der University of California, Berkeley) und andere haben dem DR2-Katalog eine Statistik aller Weißen Zwerge innerhalb 300 Lichtjahren entnommen – so nahe, damit die Liste wirklich alle Kandidaten erfasst und keine lichtschwachen durch das Raster fallen. Die Massen der Weißen Zwerge konnten sie anhand ihrer Leuchtkraft und Temperatur abschätzen. Durch Vergleich der relativen Häufigkeiten dieser Massen mit der Häufigkeitsverteilung der Massen frisch entstandener Sterne, die an jungen Sternhaufen ermittelt werden kann, konnten sie eine um eine Größenordnung präzisere Beziehung zwischen den Massen der Vorläufersterne und jenen Weißer Zwerge herstellen.

Der genaue Mechanismus, der einen Weißen Zwerg als Supernova vom Typ Ia explodieren lassen kann, ist umstritten. Das Standardmodell sieht vor, dass Wasserstoff von einem zum Riesen angewachsenen Doppelsternpartner auf den Weißen Zwerg hinüber fließt, bis genug Druck aufgebaut ist, um bei etwa 1,4 Sonnenmassen die explosionsartige Fusion des gesamten Sterns auszulösen, die ihn komplett zerreißt. Dann sollte man jedoch die Begleitsterne mit erhöhter Geschwindigkeit – ihrer ehemaligen Bahngeschwindigkeit als Doppelsternpartner – von den noch Tausende Jahre lang nachweisbaren Explosionswolken forteilen sehen, was nie beobachtet wurde.

Die Bahn des Hochgeschwindigkeitssterns D6-2, welche sich zum Supernova-Überrest G70.0-21.5 zurückverfolgen lässt, mutmaßlich vom Typ Ia.

(Bild: Ken J. Shen et. al)

Ein alternatives Modell besagt, dass der Doppelsternpartner selbst ein Weißer Zwerg sein könnte, der kurz vor einer Verschmelzung in rasendem Umlauf mit exponentiell wachsender Rate Materie an den schwereren Partner verliert, was dessen Detonation auslöst. In diesem Fall sollte man einen Weißen Zwerg erwarten, der dem Supernovaüberrest mit 1000 bis 2400 km/s entflieht. Ken J. Shen (ebenfalls von der University of California, Berkeley) und andere beschreiben in ihrer Arbeit, dass sie im DR2 drei hyperschnelle Weiße Zwerge aufspüren konnten, und für einen davon gibt es sogar einen passenden Supernovaüberrest, was die Theorie der Binärsysteme aus zwei Weißen Zwergen als Verursacher der Typ-Ia-Supernovae eindrucksvoll untermauert.

Das Weltraumteleskop Kepler hat seit 2009 tausende von Planeten anderer Sterne aufgespürt, indem es winzigste Abschattungen des Sternenlichts registrierte, die ein vor der Sternenscheibe durchziehender Planet verursacht. Die Abschattung liefert ein Maß für die relative Größe des Planetenscheibchens im Vergleich zur Fläche der Sternenscheibe. Die Größe der Sternenscheibe kann wiederum nur anhand des Sternentyps (Spektralklasse, Leuchtkraftklasse) grob abgeschätzt werden, und die Helligkeit als Grundlage der Leuchtkraftklasse hängt empfindlich von der Entfernung ab.

Travis Berger von der University of Hawaii und Kollegen identifizierten den Großteil der fast 200.000 von Kepler beobachteten Sterne im Gaia DR2, bestimmten ihre Entfernungen und fanden rund 1500 davon im Kepler-Katalog falsch klassifiziert: Zwerge als Riesen oder umgekehrt. 4400 Sterne waren für ihren Typ deutlich zu hell, was darauf hindeutet, dass sie einen unsichtbaren Doppelsternbegleiter haben, der ihren Durchmesser verfälscht. Die meisten Planeten zwischen 1 und 5 Erddurchmesser waren demnach vom Kepler-Projekt etwas zu klein geschätzt worden.

Das DR2-Archiv ist für jeden im Netz frei zugänglich und kann mit der Datenbank-Anfragesprache ADQL durchsucht werden. So steht es jedem frei, in diesem unbezahlbaren und dennoch kostenlosen Schatz zu stöbern. Erst die zukünftigen Datensätze DR3 (Ende 2020) und DR4 (Ende 2022) werden jedoch die endgültige Präzision und Vollständigkeit erreichen.

Mehr über die Technik von Gaia und die hier vorgestellten und weitere Arbeiten gibt es auf Alpha Cephei – dem Blog des Autors – unter dem Stichwort Gaia. (Alderamin) / (mho)

Anzeige
Zur Startseite
Anzeige