Früher Star: Junger großer Bruder? Oder die andere Hälfte des „Magic Star“?

Produziert von: Science Popularization China

Autor: Guo Yanjun (Yunnan Astronomical Observatory, Chinesische Akademie der Wissenschaften)

Hersteller: China Science Expo

Als „Teufelsstern“ bezeichneten die Alten einst einen Stern, der ständig flackerte und mal hell, mal schwach leuchtete. Erst ein taubstummer Junge aus Großbritannien, Goodricke, entdeckte durch langjährige Beobachtung sein Geheimnis:

Es stellt sich heraus, dass es sich um ein Paar „Doppelsterne“ handelt, die aneinander gelehnt sind, einer hell und der andere dunkel. Wenn der dunklere Stern den „Teufelsstern“ blockiert, wird gleichzeitig ein Teil des Lichts des „Teufelssterns“ blockiert, sodass die Menschen auf der Erde beobachten, dass der „Teufelsstern“ dunkler geworden ist. Im Gegenteil, wenn der dunkle Stern durch den „Teufelsstern“ blockiert wird, sehen wir einen helleren „Teufelsstern“.

Tatsächlich sind „Teufelssterne“ keine Einzelfälle im Universum, sondern ein häufiges Phänomen, insbesondere bei Sternen des frühen Typs. Die meisten Sterne des frühen Typs gehören zu Doppelsternsystemen.

Abbildung 1 Schematische Darstellung der Rotation eines Doppelsterns

(Bildquelle: Weltraum)

Was ist ein „Stern vom frühen Typ“?

Das Sternenlicht, das der Junge sieht, erzählt eine ferne Geschichte. Das optische Spektrum von Sternen enthält umfangreiche physikalische Informationen über weit entfernte Himmelskörper, die man als „Fingerabdruck“ und „DNA“ von Himmelskörpern bezeichnen kann. Wenn Chemikalien verbrennen, zeigen die verschiedenen Elemente in der Substanz einzigartige Spektren und Farben. Daher können Astronomen aus dem Spektrum der Himmelskörper die Elementzusammensetzung ermitteln und durch weitere Analysen sogar die Masse, das Magnetfeld, die Rotation, die Oberflächengravitation und die Bewegungsbedingungen der Sterne bestimmen.

Sterne haben unterschiedliche effektive Temperaturen und daher unterschiedliche Farben. Je höher die Effektivtemperatur eines Sterns, desto blauer ist seine Farbe und umgekehrt. Entsprechend der Zusammensetzung des Spektrums und in der Reihenfolge der effektiven Temperatur von hoch nach niedrig unterteilen Astronomen Sternspektren in die Typen O, B, A, F, G, K, M, R, N und S. Sterne mit höheren Temperaturen, wie etwa vom Typ O, B und A, werden üblicherweise als „Sterne vom frühen Typ“ bezeichnet, während Sterne mit niedrigeren Temperaturen, wie etwa vom Typ K und M, als „Sterne vom späten Typ“ bezeichnet werden. Der Rest wird „Zwischensterne“ genannt.

Abbildung 2 Schematische Darstellung eines frühen Sterns vom Typ OB

(Bildquelle: Wikipedia)

Der Name ist darauf zurückzuführen, dass man zunächst dachte, die Temperatur lasse auf die Reihenfolge der Sternentstehung schließen, später stellte man jedoch fest, dass Früh- und Spätsterne weder die frühe noch die späte Entstehung von Sternen repräsentieren. Allerdings durchlaufen auch Sterne einen Prozess der Geburt, Reife, Alterung und des Todes, der jedoch oft Millionen oder sogar mehr als 10 Milliarden Jahre dauert.

Die Masse eines Sterns hängt mit seinen physikalischen Eigenschaften zusammen und bestimmt seine Lebensdauer und seinen Evolutionsprozess. Sterne mit größerer Masse entwickeln sich schneller als Sterne mit geringerer Masse. Daher haben Sterne des frühen Typs bei Sternen gleichen Alters möglicherweise die Hauptreihe verlassen und sind in ihren „Abend“ eingetreten, während Sterne des mittleren bis späten Typs sich noch in der Hauptreihe befinden und in ihrer „Blütezeit“ sind.

Warum sind frühe Sterne so wichtig?

Hier möchte ich allen ein wenig Wissen hinzufügen: Kompakte Himmelskörper sind Himmelskörper mit kleinem Volumen und hoher Dichte, darunter weiße Zwerge, Neutronensterne und schwarze Löcher. Wenn sich im Universum zwei dichte Himmelskörper umeinander drehen, erzeugen sie Gravitationswellen, die mit bloßem Auge nicht zu erkennen sind.

(Fotoquelle: Veer Gallery)

Ein Doppelsternsystem aus Sternen des frühen Typs kann sich schließlich zu Gravitationswellenquellen wie Doppelneutronensternen, Schwarzloch-Neutronensternen und Doppelschwarzen Löchern entwickeln. Die statistischen Eigenschaften massereicher Doppelsterne sind daher von entscheidender Bedeutung, um die Entstehung massereicher Sterne nachzuvollziehen und die Eigenschaften von Doppelsternpopulationen einzuschränken.

Schwarzes Loch

(Fotoquelle: Veer Gallery)

LAMOST: Kein Problem, ich helfe.

Derzeit stammen die meisten Beobachtungsproben früher Sterne aus unterschiedlichen Beobachtungen, und der Mangel an konsistenten Beobachtungsproben führt zu großen Abweichungen in den Forschungsergebnissen der statistischen Eigenschaften früher Doppelsterne. LAMOST leistet wertvolle Hilfe bei der Lösung dieses Problems.

LAMOST steht für „Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope“, auch bekannt als „Guo Shoujing Telescope“. Es handelt sich um ein eigenständig entwickeltes Teleskop mit großem Sichtfeld, großer Blendenöffnung und der höchsten spektralen Erfassungsrate, das vom Nationalen Astronomischen Observatorium der Chinesischen Akademie der Wissenschaften entwickelt wurde. Es kann eine große Menge optischer Spektren erfassen und bietet so eine seltene Gelegenheit zur Untersuchung von Sternen des frühen Typs.

Dr. Guo Yanjun vom Yunnan-Observatorium der Chinesischen Akademie der Wissenschaften und seine Mitarbeiter gruppierten eine Stichprobe von 886 Sternen frühen Typs mit mehr als sechs Spektralbeobachtungen in LAMOST DR8 entsprechend ihrer effektiven Temperatur, Metallizität und projizierten Rotationsgeschwindigkeit und führten eine umfassende Korrektur der Beobachtungsdaten mithilfe der Monte-Carlo-Simulationsmethode durch.

LAMOST und die Galaxie

(Bildquelle: National Astronomical Observatory)

Dr. Guo Yanjun und seine Mitarbeiter stellten fest, dass der Anteil intrinsischer Doppelsterne in dieser Stichprobe früher Sterne mit sinkender Temperatur und abnehmender Metallizität abnimmt: Der Doppelsternanteil massereicher O/B-Sterne kann 76 % erreichen, während der Doppelsternanteil relativ kleiner B/A-Sterne bei etwa 48 % liegt; Der binäre Anteil von Sternen frühen Typs mit sonnenähnlicher Metallizität ([M/H]>-0,1) beträgt 72 %, während der binäre Anteil von Sternen frühen Typs mit geringer Metallizität ([M/H]<-0,5) 44 % beträgt.

An dieser Stelle fragen sich die Leser möglicherweise: Wie ist das Doppelsternverhältnis? Tatsächlich ist das Doppelsternverhältnis ein wichtiger Faktor, der die Anzahl und räumliche Verteilung von Doppelsternen aus Schwarzen Löchern oder Neutronensternen im Universum bestimmt. Das durch Beobachtungen ermittelte Doppelsternverhältnis kann als Untergrenze des theoretischen intrinsischen Doppelsternverhältnisses verwendet werden und das theoretische Doppelsternmodell einschränken. Gleichzeitig kann dieses Ergebnis als Eingangsparameter für die Synthese von Doppelsternpopulationen genutzt werden und so zum Verständnis der Entstehung und Entwicklung kompakter Doppelsterne beitragen.

Herausgeber: Sun Chenyu