Die X-Akten der Astronomie: KIC 8462852 - von großen und kleinen Abtauchern

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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.

Die X-Akten der Astronomie

In der Astronomie gibt es immer wieder Beobachtungen, die erst einmal nicht zu erklären sind. Während einige dahinter gleich Außerirdische vermuten, erwarten sich andere neue Erkenntnisse über die Natur des Universums. Spannend sind sie allemal. heise online wirft einen Blick auf einige dieser bis dato nicht zu erklärenden Anomalien.

• Der unmögliche Weiße Zwerg
• Das Wow!-Signal, oder Ist da jemand?
• Moduliert da etwa jemand Galaxienkerne?
• Die Geister-Planeten um einen Untoten
• Können Sterne einfach verschwinden?
• Der unmögliche Dreifachstern KIC 2856960
• Das Rätsel der Braunen Riesen
• Die Geheimnisse des Walnuss-Monds
• Der hyperschnelle Kugelsternhaufen HVGC-1
• Auf der Suche nach Dyson-Sphären
• Die spukhafte Leoncino-Zwerggalaxie
• Die rätselhaften Radiosignale aus dem Untergrund
• Der dunkle Beschleuniger
• Radioblitze vom anderen Ende des Universums
• KIC 8462852 - von großen und kleinen Abtauchern

Im letzten Teil unserer X-Akten geht es noch einmal um Fixsterne. Eine große Klasse von Sternen ist veränderlich; sie ändern periodisch oder auch unregelmäßig ihre Helligkeiten. Es gibt die unterschiedlichsten Ursachen für solche Helligkeitsschwankungen, wie etwa sich gegenseitig bedeckende enge Doppelsternpartner, solche die sich aufgrund temperaturabhängiger Transparenz innerer Schichten periodisch aufblähen und wieder zusammenziehen, und solche, die sich bisweilen in Staub einhüllen, um nur die wichtigsten Klassen zu nennen.

In den vergangenen Jahren wurden jedoch mehrere Sterne gefunden, deren Helligkeitswechsel unerklärlich scheint. Eine Reihe von Erklärungsversuchen wurden bemüht – natürlich auch die unvermeidlichen Dyson-Sphären – aber keiner ist wirklich überzeugend. Was steckt also wirklich hinter den "Great Dippern" und "Random Transitern"?

Planetenjagd am heimischen Schreibtisch

Um astronomische Entdeckungen zu machen, braucht man kein Teleskop. Man muss nicht einmal Wissenschaftler sein. Jeder kann teilnehmen, zum Beispiel an einem Zooniverse-Projekt. Dort stellen Forscher Datensätze, die zu umfangreich sind, als dass sie diese selbst sichten könnten, der Öffentlichkeit zur Auswertung zur Verfügung. Denn menschliche Augen und menschlicher Verstand erkennen mehr, als auswertende Computeralgorithmen. Nach der Registrierung für ein ausgewähltes Projekt und einer kurzen Schulung geht es ans Klassifizieren. Was ist dieses oder jenes für ein Objekt? Welchen Typ hat diese Galaxie? Welche Objekte im Bild haben sich bewegt? Hat die Lichtkurve dieses Sterns eine Delle?

1,6 Millionen Freiwillige haben sich angemeldet, um die die meist in Form von Bildern oder Graphen präsentierten Daten zu durchforsten, unentgeltlich und einfach aus Freude daran, die Wissenschaft mit ihrem persönlichen Einsatz ein wenig weiter zu bringen. Mit etwas Glück können sie sogar ein wenig Ruhm erlangen und in einer wissenschaftlichen Veröffentlichung als Mitautor landen. Wie Adam Szewczyk, Daryll LaCourse und neun weitere Amateurforscherinnen und -forscher auf einer Arbeit der Hauptautorin Tabetha S. Boyajian aus dem Jahr 2015.

Das von der Yale-Professorin Debra Ann Fischer ins Leben gerufene Zooniverse-Projekt "Planet Hunters" hatte zum Thema, die Lichtkurven des Weltraumteleskops Kepler nach den dezenten Spuren von Verdunklungen zu durchsuchen, die auf vor einem Mutterstern vorbeiziehende Planeten schließen lassen, falls wir von der Erde aus zufällig auf die Kante der Umlaufbahn um den Stern blicken (Transitmethode). Kepler hatte vom 13. Mai 2009 bis zum 12. Mai 2013 ein Feld von rund 190.000 Zielsternen im Sternbild Schwan angestarrt und die Helligkeiten aller Sterne jede halbe Stunde (zum Teil auch alle 5 Minuten) mit 30 ppm (parts per million) Genauigkeit gemessen.

Das war auch notwendig, denn ein Planet wie die Erde mit 1/109 Sonnendurchmesser verdeckt im Transit vor einem Stern wie der Sonne nur 1/109² = 0,000084 = 0,0084 % = 84 ppm der Sonnenfläche mit einem entsprechend kleinen Verlust an Helligkeit. Wobei die meisten Sonnenflecken deutlich größer als die Erde sind, aber entsprechende Flecken auf Sternen verursachen andere Formen der Lichtkurven, zum Beispiel weil ein Fleck am Rand des Sterns perspektivisch gestaucht stark elliptisch erscheint und langsam kreisförmiger wird, wenn die Rotation ihn zur Sternmitte hin dreht. Planetensilhouetten sind immer kreisförmig und sie bewegen sich im Allgemeinen viel schneller (binnen Stunden) vor dem Stern vorbei, als ein Sternfleck über die sichtbare Sternhemisphäre rollt (binnen Tagen oder Wochen).

Die Milliarden von Einzelmessungen wurden von verschiedenen Algorithmen nach "Dips", also kleinen Dellen, durchsucht. Solche Dellen in der Lichtkurve sollten symmetrisch sein – eine Planetenscheibe verursacht beim Austritt von der Sternscheibe eine spiegelsymmetrische Veränderung zum Eintritt. Außerdem sollten sie U-förmig sein: die Helligkeit sinkt rasch ab, während der Planet vom ersten Kontakt mit dem Sternrand bis zu seinem vollem Durchmesser vor die Sternscheibe tritt, und geht dann langsam noch ein wenig nach unten, während er sich vom verdunkelten Rand des Sterns näher zur helleren Mitte hin bewegt, bevor sich der Ablauf in Richtung Austritt umkehrt. Nach größeren Verdunklungen suchten die Algorithmen erst gar nicht, sie konnten von veränderlichen Sternen, aber nicht von Planeten herrühren.

Ein bizarrer Dip

Wohl deshalb war es ein Teilnehmer von "Planet Hunters", der Amateurastronom Adam Szewczyk aus Toronto, dem 2011 ein asymmetrisches, V-förmiges, 0,5 Prozent tiefes, vier Tage andauerndes Lichtkurvenprofil des Sterns KIC 8462852 vom 21. Mai 2009 auffiel, nur eine Woche nach Missionsbeginn, das er im Talk-Chatboard der Planet Hunters erwähnte (KIC steht für den "Kepler Input Catalog", der die Zielsterne enthält). Der Planet-Hunters-Veteran Daryll LaCourse, der schon zehntausende Lichtkurven evaluiert hatte, fand den "Dip" (Delle, Verdunklung) in der Lichtkurve ebenfalls höchst merkwürdig und benachrichtigte per E-Mail Dr. Tabetha Boyajian, die während ihrer Postdoc-Tätigkeit in Yale die Kommunikation zu den Planet Hunters hielt. Sie hielt das Signal zunächst für einen Messfehler, aber die Planet Hunters hatten die Lichtkurve schon mehreren auf der Webseite verfügbaren Plausibilitätstests unterzogen, die sie alle bestanden hatte. Die Profis hatten zwar keine Erklärung für die seltsame Verdunklung, aber schließlich suchten sie nach Planeten, und das hier sah nicht so aus wie einer. Daher wurde der Fall zunächst zu den Akten gelegt.

Am 5. März 2011, 792 Tage nach Missionsbeginn, verursachte KIC 8462852 einen erneuten Helligkeitseinbruch, diesmal von satten 16 Prozent seiner Helligkeit – ein Planet hätte 40 Prozent des Sterndurchmessers haben müssen, um eine so starke Verdunklung zu verursachen. Eigentlich war dies aber schon die 5. Delle in der Lichtkurve, man fand weitere in den ersten beiden Beobachtungsjahren von Kepler, weniger tief und vollkommen aperiodisch, anders als für einen kreisenden Planeten zu erwarten wäre. Dip Nummer 6 folgte dann nach 1206 Tagen am 21. April 2012, und am 5. Februar läutete Dip Nr. 7 eine Folge von vier Verdunklungen binnen 90 Tagen ein. Die letzten drei extrem unregelmäßig, bis zu 21 Prozent tief und mit Zwischenmaxima, bevor der Ausfall des zweiten von 4 Drallrädern die Kepler-Primärmission zu einem abrupten Ende brachte. Das Weltraumteleskop konnte später zwar in einem speziellen Modus wieder fit gemacht werden, musste sich dazu allerdings neue Zielfelder (mit der Sonne im Rücken) suchen, sodass KIC 8462852 nicht mehr beobachtet werden konnte.

KIC 8462852 – WTF?

Boyajian veröffentlichte als Hauptautorin zusammen mit anderen Astronominnen und Astronomen und elf Planet-Hunters-Teilnehmerinnen und -Teilnehmern, darunter Daryll LaCourse als Zweitautor, am 11. September 2015 ihre Arbeit "Planet Hunters X. KIC 8462852 - Where’s the Flux?" auf arXiv, die einigen Wirbel in den Medien verursachte – weil der Astronom Jason Wright kurz darauf in einem Interview mit dem Journal Atlantic geäußert hatte, dass eine solche seltsame Lichtkurve zum Beispiel durch eine im Bau befindliche "außerirdische Megastruktur" verursacht werden könnte, die den Stern partiell verdeckt. Auch wenn er darauf hinwies, dass dies natürlich die Erklärung sei, die man als letztes in Erwägung ziehe, gab es scharfen Widerspruch aus der Fachwelt. Über Dyson-Sphären habe ich in anderen Artikeln der Reihe schon genug geschrieben – ich will das hier nicht nochmals vertiefen. Das SETI-Institut horchte den Stern vorsichtshalber – und weil es nicht viel kostete – im Oktober 2015 zwei Wochen lang ab, empfing aber nichts.

Welche Erklärungen zogen Boyajian et al. nun selbst für die Lichtkurve von KIC 8462852 in Betracht? Dessen schwer zu behaltender Name bald von den Spitznamen wie Boyajians Stern, Tabbys Stern oder WTF-Stern (was selbstverständlich für "Where’s the Flux?" steht!) verdrängt wurde.

Zunächst prüften die Wissenschaftler, ob irgendwelche Instrumentenfehler oder Störungen durch kosmische Strahlung vorliegen könnten, aber weder waren benachbarte Sterne betroffen, noch gab es Datenlücken, Pixelanomalien, Reflexionen oder Übersprechen zwischen Leitungen.

Ein veränderlicher Stern?

Der Stern war gemäß Spektroskopie ein gewöhnlicher, im Kern Wasserstoff fusionierender Hauptreihenstern, 43 Prozent schwerer als die Sonne und mit knapp 60 Prozent mehr Radius etwa 1470 Lichtjahre von der Erde entfernt. Solche Sterne sind gemeinhin nicht als unregelmäßig veränderlich bekannt, wie etwa die R-Coronae-Borealis-Sterne, deren Atmosphären sich unregelmäßig durch selbst produzierten Staub verdunkeln. Diese Verfinsterungen dauern außerdem wesentlich länger und beginnen abrupter. Bei RCB-Sternen handelt es sich zudem um tiefrote Riesensterne. Das Spektrum von Boyajians Stern ergab eine höhere Temperatur und eine höhere Oberflächenschwerkraft als bei einem Roten Riesen.

Am anderen Ende des Spektrums liegen die Be-Sterne, die sich so schnell drehen, dass sie Materie am Äquator verlieren, welches eine "Exkretionsscheibe" um sie bildet. Wenn der Stern frisches Material verliert, wird er meist heller, manchmal auch dunkler. Aber solche Scheiben zeigen einen Überhang an Infrarotstrahlung und normalerweise leuchtet der Wasserstoff in ihnen hell in Form von Emissionslinien. Und schließlich sind Be-Sterne heißer (weit über 10.000 K) als dieser F3V-Stern (6750 K).

Knapp 2 Bogensekunden von Boyajians Stern fanden die Astronomen bei Beobachtungen mit dem 10m-Keck-Teleskop auf dem Mauna Kea/Hawaii einen Roten Zwergstern (zunächst für einen möglichen Binärpartner in etwa 800 bis 900 AE Entfernung gehalten, später durch Messungen des Astrometrie-Satelliten Gaia als ungebunden identifiziert), der mit seinem Licht die Kepler-Messungen vielleicht beeinflusst haben könnte. Aber selbst wenn irgendein Prozess den Roten Zwerg komplett ausgeknipst hätte – er ist so lichtschwach, dass die Helligkeit des Gesamtsystems dadurch nur um 3 Prozent gefallen wäre. Außerdem neigen Rote Zwerge eher dazu, aufgrund von Flares heller zu werden.

Große Abtaucher

Vielleicht umkreiste den Stern eine Staubscheibe, die einige dichtere Klumpen enthielt? Veränderliche Sterne wie UX Orionis oder AA Tauri zeigen unregelmäßige Einbrüche von 2 bis 3 Größenklassen (Helligkeitsrückgang auf – nicht um! – 10 Prozent bis 20 Prozent) über Tage bis Wochen. Sie werden auch als "Great Dippers" bezeichnet (frei übersetzt etwa "Große Abtaucher"). Um sie kreisender Staub, in dem sich gerade Klumpen zu Planeten verdichten, wird für die Verdunklungen verantwortlich gemacht. Diese Sterne sind mit wenigen Millionen Jahren noch jung und sammeln Materie aus der sie umgebenden Scheibe auf, was anhand von Emissionslinien durch den sie umgebenden, zum Leuchten angeregten Wasserstoff kenntlich ist. Der Staub wird von den Sternen erwärmt und strahlt das Licht als Infrarotstrahlung wieder ab, so dass die Strahlungskurve der Sterne einen Überhang von Infrarotlicht zeigt. Boyajians Stern zeigt keinen Infrarotüberhang, keine Emission und wird von den Astronomen auf mindesten 150 Millionen Jahre geschätzt.

Wenn es Materieklumpen aus Staub wären, müssten dessen Partikel größer sein als der feinkörnige Staub, der junge Stern umgibt. Je größer die Staubpartikel, desto weniger von ihnen gäbe es, ihre Gesamtoberfläche wäre viel kleiner und sie würden weniger Infrarotlicht beitragen können. Damit Staubklumpen in einer Scheibe Verdunklungen von minimal 3 Tagen Dauer verursachen können, müssten sie den Stern in weniger als 8 Astronomischen Einheiten Entfernung umkreisen, sonst bräuchten sie länger, um die Sternscheibe zu kreuzen, aber auch nicht in weniger als 3 AE, sonst hätte man mindestens zwei Umläufe des dichteren Feldes beobachtet, das zum Ende von Keplers Mission erstmals beobachtet wurde.

Um Verdunklungen von 20 Prozent zu verursachen, müssten solche Klumpen dann schon 45 Prozent des Sterndurchmessers von 1,6 Sonnendurchmessern erreichen, was etwa 0,7 Sonnendurchmessern entspräche. Das klingt nach einer riesigen Menge an Staub. Handelte es sich jedoch um hinreichend kleine Partikel von einem Mikrometer (1/1000 mm), rechneten die Astronomen aus, dann würde bereits die Masse eines 16 km durchmessenden Asteroiden (rund 7 Billionen Tonnen) ausreichen, um den Stern hinreichend stark zu bedecken. Was allerdings ein extrem idealisierter Fall mit gleich großen Partikeln der idealen Größe wäre. Ein Faktor 100 mehr an Masse (entsprechend einem 75 Kilometer durchmessenden Asteroiden oder kleinen Mond) für eine exponentiell verteilte Partikelgröße wäre realistischer.

Ein großer Knall im All?

Wie könnte ein solcher Partikelhaufen entstehen? Eine große Kollision in einem Asteroidengürtel wäre eine theoretische Möglichkeit. Aber dann sollte es neben dem großen Klumpen, der den Stern um 20 Prozent verfinsterte, viele kleinere geben, die sich um den Stern herum verteilen, und solche Kollisionen würden genug feinen Staub produzieren, der dann doch wieder einen Infrarotüberhang verursachen sollte.

Eine große Kollision zweier Planeten, wie sie für die Entstehung des Mondes als Rest einer Kollision der Urerde mit dem marsgroßen hypothetischen Planeten Theia angenommen wird, wurde von Boyajian et al. in Betracht gezogen. Beim ersten tiefen Einbruch nach etwa 750 Tagen sei der Planet vielleicht gerade erst zerbrochen und nach 1500 Tagen habe er sich weit verteilt und mehr vom Stern verdeckt. Dann hätte man beim folgenden Umlauf gegen 2015 eine erhöhte Menge an Staub erwartet, aber Beobachtungen mit dem Infrarot-Weltraumteleskop Spitzer zeigten nichts dergleichen. Außerdem sei ein solcher Kataklysmus ausgerechnet in der kurzen Missionsdauer von Kepler extrem unwahrscheinlich. Hochgerechnet auf alle von Kepler beobachteten 190.000 Sterne müsste jeder von ihnen in seinem Leben rund 10.000 solcher Kollisionen in seinem Planetensystem erleben, damit man erwarten könne, in drei Jahren Missionszeit eine davon zu erwischen.

Den Autoren erschien am plausibelsten, dass ein zerbrochener Asteroid oder Komet auf einer stark elliptischen Bahn vor dem Stern vorbeigezogen sei, und zwar auf seiner Passage durch den sternnächsten Punkt (Periastron). Damit ließe sich eine schnelle Transitzeit bei trotzdem langer Umlaufzeit (länger als die Missionsdauer von Kepler) erklären, denn im Periastron bewegt sich ein Objekt auf seinem Orbit am schnellsten. Kometen sind häufig, haben fast alle stark elliptische Umlaufbahnen und zerbrechen auch gerne in Sternnähe, insbesondere öfter als kollidierende Planeten. Ein Objekt von 100 Kilometer Durchmesser würde als Mutterkörper für einen Kometenschwarm reichen, und Objekte dieser Größe gibt es in unserem Sonnensystem massenweise im jenseits der Neptunbahn befindlichen Kuiper-Gürtel.

Kein Mangel an Ideen

Andere Arbeiten setzten die Ursachensuche kreativ fort. Eine Arbeit von Lisse et al. schlug vor, dass in einem angenommenen Planetensystem gerade das Äquivalent eines Großen Bombardements vor sich ginge (das im Sonnensystem durch die Wanderung der großen Planeten ausgelöst worden sein soll, aber in der üblicherweise beschriebenen Form wahrscheinlich nie stattgefunden hat) und die vorhandenen Planeten in Trümmerwolken hülle. Eine andere Arbeit von Bodman & Quillen konnte durch Simulationen auf der Basis dieser Hypothese sogar ein ähnliches Muster reproduzieren, wie beim 21-Prozent-Dip in den Keplerdaten. Was angesichts vieler frei wählbarer Parameter auch wieder nicht verwunderlich war.

Mehrere andere Autoren fanden in den Kepler-Daten einen säkularen Trend (Astro-Jargon für langfristig; saeculum = lat. Jahrhundert) stetiger Helligkeitsabnahme. Auf alten fotografischen Platten aus den Jahren 1890 bis 1989 fanden sie eine Verdunklung um 16 Prozent bis zum Beginn der Kepler-Beobachtungen. Metzger et al. schlugen vor, dass ein in den Stern gestürzter, zuvor zerrissener Planet für die Verdunklung verantwortlich sein könnte. Die säkulare Helligkeitsabnahme könne auf die Rückkehr der Sternoberfläche zur normalen Leuchtkraft nach einem temporären Aufleuchten des Sterns durch die aufgenommene Einschlagsenergie des Planeten zurückzuführen sein und die tiefen Dips auf planetare Trümmerteile im Transit vor dem Stern. Auch interstellarer Staub im Vordergrund oder eine Trojaner-Asteroidenwolke, die sich in einem Lagrange-Punkt eines großen Planeten angesammelt hat, wurde vorgeschlagen, sowie ein großer Ring um einen Planeten ähnlich Saturn, der vor dem Stern durchgezogen sei.

Wieder Staub

Ab September 2015 beobachteten Meng et al. den Stern für mehr als ein Jahr im visuellen Bereich mit dem 27-Zoll-Teleskop der Volkssternwarte in Zillebeke, Belgien, aber auch mit den Weltraumteleskopen Swift/UVOT ("Ultraviolet/Optical Telescope") im UV-Bereich und Spitzer im Infraroten. Irgendeinen Helligkeitseinbruch beobachteten sie nicht, bestätigten jedoch die säkulare Helligkeitsabnahme über die Dauer ihrer Messungen. Die Abschwächung war stärker im Ultravioletten als im Infraroten und somit offenbar auf Staub zurück zu führen (sehr feiner Staub streut blaues Licht stärker als rotes, wie dies auch die Atmosphäre tut, was zum Blauen Himmel und zu roten Sonnenuntergängen führt). Da der Rot-Blau-Unterschied weniger ausgeprägt war als bei gewöhnlichem interstellaren Staub, wie er von Sternen produziert wird, mussten die Partikel etwas größer sein. Somit schied eine interstellare Staubwolke aus. Sie schlossen auf Staub, der den Stern umgibt, zumindest als Ursache für die langfristige Abschwächung des Sterns.

Und wieder Kometen

2016 startete Boyajian eine Crowdfunding-Kampagne und konnte genug Geld für eine einjährige Beobachtungskampagne mit dem Las-Cumbres-Observatoriums-Netzerk auftreiben. Der Verbund besteht aus 18 kleinen Teleskopen von 0,4 bis 2 m Durchmesser, die auf verschiedene Sternwarten weltweit verteilt sind. Ab dem 20. Mai 2017 bis zum Frühjahr 2018 wiederholten sich die Verfinsterungen in ähnlicher Form wie 2013, wenn auch mit nur 1 Prozent bis 5 Prozent weniger tief.

2018 fanden Wyatt, Boyajian et al., dass sowohl die säkulare Helligkeitsabnahme wie auch die tiefen Verfinsterungen im Visuellen und Infraroten durch Staub erklärt werden können, der sich fast gleichmäßig (mit einigen dichteren Klumpen) entlang einer elliptischen Bahn mit einem Periastron-Abstand von 0,03 bis 0,6 AE und einem maximalen Abstand (Apastron) von 2 bis 3,4 AE verteilt hat, zu erklären sei, was zu Boyajians ursprünglichen Hypothese eines großen, zerbrochenen Kometen passen würde.

Oder verwaiste Exomonde?

Miguel Martinez et al. schlugen 2019 anstatt eines Kometen jedoch eine andere interessante Quelle für den Staub vor: verwaiste Exomonde. Planetensysteme mit mehreren Planeten sind nicht immer stabil, wie man aus Simulationen weiß. Auch in unserem Sonnensystem mussten sie sich erst sortieren. Vermutlich entstand Neptun viel näher an der Sonne und wanderte an Uranus nach außen vorbei, während Jupiter wahrscheinlich näher an die Sonne rückte, den äußeren Asteroidengürtel abräumte und später von Saturn wieder zurückgeholt wurde (Nizza –Modell und Grand-Tack-Modell).

Dem zugrunde liegen Bahnresonanzen der Planeten: sie beeinflussen ihre Bahnen gegenseitig, wenn sie sich stets an derselben Stelle ihrer Bahnen begegnen und mit ihrer wechselseitigen Schwerkraft immer wieder aufeinander einwirken. Bei zwei Planeten, die einen Stern mit zueinander verkippten Bahnen umkreisen, kann etwa der Kozai-Mechanismus dafür sorgen, dass die Verkippung abnimmt auf Kosten einer Zunahme der Bahnexzentrizität des inneren Planeten – seine Bahn wird elliptischer und kann sich dabei dem Stern so weit nähern, dass er schließlich in seiner Nähe von den Gezeitenkräften zerrissen wird oder mit ihm kollidiert. Laut Martinez reicht bei einem äußeren Planeten mit elliptischer Bahn schon eine kleine Verkippung der Bahnen, um den Mechanismus auszulösen.

Martinez’ Idee war aber nicht, dass ein zerbrochener Planet selbst den Staub und die Sternverfinsterungen verursachte, denn die Lebensdauer der Trümmer wäre mit 10 bis 1000 Jahren im Vergleich zu einem Sternenleben zu kurz, als dass man erwarten könnte, im Kepler-Sternenfeld so ein Ereignis zufällig erwischt zu haben. Vielmehr schlug er vor, dass der Planet von Monden begleitet wurde, die sich bei der Annäherung des Planeten an den Stern aus ihren Umlaufbahnen lösten, sozusagen verwaiste Exomonde. Denn die Gezeitenkraft, die irgendwann den Planeten zerreißt, löst schon lange vorher seine Monde von ihm ab, die auch nach seiner Zerstörung weiter in der Nähe der elliptischen Bahn desselben kreisen und dort viel länger überdauern würden. Sie würden bei der Ablösung vom Planeten Energie gewinnen (der Mechanismus gleicht dem Hills-Effekt, den ich im Artikel über den Kugelsternhaufen HVGC-1 für die Erzeugung von Hyperschnellläufern erwähnte). Simulationen von Martinez et al. ergaben, dass in 10 Prozent der Fälle der Mond nach der Befreiung vom Planeten auf einer stabilen Bahn um den Stern endete.

Handelt es sich dabei um einen Mond, der reich an flüchtigen Stoffen ist, wie etwa die vier Galileischen Monde des Jupiter, die große Mengen von Wasser und gefrorenen Gasen enthalten, dann ergeht es ihm nicht anders als den "schmutzigen Schneebällen", die uns als Kometen geläufig sind. Die beginnen sich in der Nähe des Sterns durch Verdunstung und Sublimation aufzulösen, wobei auch große Mengen Staub freigesetzt werden. Dieser verteilt sich zunächst entlang der elliptischen Bahn, wobei die feinsten Partikel vom Sternwind weggeblasen werden und eher grobkörniger Staub zurückbleibt, was zu den Infrarotbeobachtungen von Boyajians Stern passt. Langfristig werden diese Partikel durch den Poynting-Robertson-Effekt abgebremst und nach innen wandern, wo sie eine Staubscheibe bilden. Schwankungen in der Dichte der Scheibe, auf deren Kante wir von der Erde aus blicken, sorgen für die kleineren Verfinsterungen.

Der Mond selbst würde von ausgedehnten, dichten Staubwolken begleitet, welche die tiefen Verfinsterungen des Sterns verursachen würden. Die Überlebensdauer eines solchen Mondes, der die innen auf den Stern stürzende Staubscheibe stetig auffüllen würde, läge laut Martinez um den Faktor 100 bis 1000 höher als die eines abstürzenden Planeten, was es wesentlich wahrscheinlicher machen würde, dass Kepler Zeuge eines solchen Ereignisses wurde.

Es gibt also Ideen genug, allerdings kann keine davon bisher als abgesichert gelten. Weitere Beobachtungen sind nötig, um zusätzliche Indizien zu sammeln.

Kein Einzelfall

Interessanterweise ist Boyajians Stern nicht der einzige mit merkwürdigem Lichtwechsel. Das zeigt beispielsweise das ASAS-SN-Projekt (All Sky Automated Survey for SuperNovae), das mit Matrizen aus handelsüblichen 400-mm/f2,8-Teleobjektiven und Amateur-CCD-Astrokameras nach Supernovae in fernen Galaxien sucht, indem die Kameras den Himmel großflächig beobachten. Täglich findet ASAS-SN dabei veränderliche Sterne und einige zeigen fast ebenso merkwürdige Lichtwechsel wie Boyajians Stern, etwa der Stern ASASSN-V J213939.3-702817.4, der am 13. Mai 2014 entdeckt worden war, zunächst jedoch als nicht variabel klassifiziert wurde. Sein seltsames Verhalten zeigte sich erst 2018/2019. Eine entsprechende Meldung wurde am 4. Juni 2019 als Astronomer’s Telegram veröffentlicht und verlinkte die folgende Lichtkurve:

Abgesehen von den ASAS-SN-Lichtkurven, einem kleinen Wikipedia-Artikel und einer Erwähnung im Breakthrough-Listen-Katalog gibt es wenig Information über diesen Stern und anscheinend noch keine Veröffentlichung. Falls also jemand noch ein Promotionsthema sucht…

Der Zufalls-Transiter

Als letzten im Terzett der seltsamen Abtaucher im Breakthrough-Listen-Katalog möchte ich noch den Stern HD 139139, auch als EPIC 249706694 bekannt, vorstellen. Der Stern wurde in der eingangs erwähnten Folgemission "K2" von Kepler beobachtet – seine Henry-Draper-Katalognummer zeigt, dass er schon vorher bekannt war, was wenig wundernimmt, da der Stern mit 9,68 Größenklassen schon in einem guten Feldstecher im Sternbild Waage zu sehen ist. Es handelt sich um einen G3V-Stern in 350 Lichtjahren Entfernung, der unserer Sonne sehr ähnelt, mit fast gleicher Temperatur und ähnlichem Durchmesser. Er hat einen kühleren, 3 Größenklassen schwächeren Nachbarstern der Spektralklasse K5V bis K7V in 3,3 Bogensekunden Entfernung, der sich zusammen mit ihm bewegt und vermutlich ein Doppelsternsystem mit ihm bildet.

Während der K2-Mission konnte Kepler stets nur für circa 3 Monate ein bestimmtes Himmelsfeld in der Ebene der Erdbahn beobachten, weil das Teleskop ansonsten quer zum Sonnenwind zu stark abgelenkt wurde und es mit seinen zwei verbliebenen Drallrädern die Ausrichtung in drei Achsen nicht stabil halten konnte. Während seiner 87-tägigen 15. Kampagne in der K2-Mission beobachtete Kepler 28 Verdunklungen von HD 139139, die aussahen, wie gewöhnliche Planetentransits von 200±80 ppm und 3 Stunden Dauer (bis auf einen 400-ppm-Transit, drei 130-ppm-Transits und einen 67-ppm-Transit), das entspräche einer Supererde mit rund 1,5 Erddurchmessern, die den Stern auf einer sehr engen Bahn umkreisen müsste. Hier handelte es sich also eher um einen kleinen Abtaucher.

Ein Planet ohne Umlaufzeit

Einziges Problem: Dieser hypothetische Planet hat keine definierte Umlaufzeit. Saul Rappaport und sein Team suchten nach Periodizitäten in den Transits und konnten beim besten Willen und mit mathematischen Methoden keine finden. Tatsächlich ähnelte die Verteilung der 28 Transits einer gedächtnislosen Zufallsverteilung. Eine solche findet man zum Beispiel für Ankunftszeiten von Kunden in einem Laden. Da die Kunden sich nicht in irgendeiner Weise abgesprochen oder sonst wie beeinflusst haben, als sie sich auf den Weg zum Laden machten, macht es keinen Unterschied, ob man zu einer zufälligen Zeit die Dauer bis zur Ankunft des nächsten Kunden misst oder ab dem Zeitpunkt, zu welchem der Kunde zuvor eingetroffen ist, man erhält denselben Mittelwert und dieselbe Streuung der Zeit bis zum nächsten Kunden. Auch für Asteroideneinschläge auf der Erde gilt diese sogenannte Poisson-Verteilung: aus der Zeit seit dem letzten Einschlag kann man nicht auf die vermutliche Zeit des nächsten schließen, man ist einen Tag nach einem Einschlag nicht sicherer als 10 Millionen Jahre danach.

Das würde bedeuten, dass man hier quasi 28 verschiedene Planetentransits voneinander unabhängiger Planeten beobachtet hätte, was keinen Sinn ergibt, da fast alle Transits die gleiche Form haben.

Rappaport et al. suchten nach Instrumentenfehlern und fanden keinen. Sie filterten die Daten mit einem Hochpassfilter, um den Effekt langsamer Sternflecken auszufiltern, aber die Transits passierten den Filter. Sie testeten ihren Algorithmus zur Suche nach Periodizitäten, indem sie erst 10, dann 9, dann 8 etc. periodische Ereignisse unter die Daten mischten – der Algorithmus fand sie bis zu einer unteren Grenze von nur vieren. Sie überlagerten alle 28 Dips und fanden eine schöne, symmetrische U-Kurve vor, wie man sie für ein kugelförmiges Objekt im Transit erwartete. Sie zeigt keinerlei Unregelmäßigkeiten, wie man sie bei einem der für Boyajians Stern erwähnten Szenarien erwarten würde.

Ein Mangel an Erklärungen

Vorsichtshalber prüften Rappaport et al. nach, ob irgendwelche katalogisierten Objekte aus dem Sonnensystem durch Keplers Blickfeld geflogen sein könnten, und fanden keine. Es wäre auch seltsam, wenn dies 28 Mal passiert wäre, während alle umliegenden Sterne nie betroffen waren.

Eine Untersuchung der Spektren von HD 139139 und seinem kleinen Begleiter ergab, dass die beiden anscheinend zusammen gehören, aber beide keine weiteren engen Begleiter haben, die ihre Position verändern könnten (vergleiche den unmöglichen Dreifachstern). Braune Zwerge als Begleiter mit Umlaufzeiten kleiner als 10 Tagen beziehungsweise stellare Begleiter mit weniger als 100 Tagen sind auszuschließen.

Eine Möglichkeit zur Erzeugung unregelmäßiger Transits sind Transitzeitvariationen, bei denen sich Planeten beim Passieren gegenseitig verlangsamen oder beschleunigen. Die Autoren konnten jedoch selbst Variationen von 10 Prozent der Umlaufzeit mit ihren Algorithmen als periodisch aufspüren und können sich nicht vorstellen, dass größere Variationen möglich sein könnten.

Des Weiteren zogen sie in Betracht, dass eine Kette von mit Staub umgebenen Asteroiden die Transits verursacht haben könnte, aber dann wäre es schwer zu erklären, warum die Transits fast alle gleich tief sind. Sie untersuchten weiterhin den Fall dass der Planet einen (spektroskopisch eigentlich ausgeschlossenen) engen Begleitstern umkreiste, der seinerseits HD13139 in einem 2- bis 5-tägigen Intervall umrundete. Bei einer stark elliptischen Bahn des Planeten würde deren Ausrichtung durch Präzession schnell rotieren. Dennoch fanden ihre Algorithmen in einem so simulierten System Periodizitäten. Auch im Falle eines Planeten, der beide Sterne des hypothetischen Binärsystems umkreiste, konnten sie keine Lösung finden, die mehr als 5 Transits reproduzierte.

Ein Vergleich mit anderen "Dippern", die unregelmäßige Helligkeitseinbrüche zeigten, ergab keinerlei Ähnlichkeit mit den gleichmäßigen Dips von HD 139139. Als letzte halbherzige Erklärung blieben nur spontan entstehende, kurzlebige Sternflecken, die nach ein paar Stunden wieder verschwinden. Warum diese allerdings das Profil eines immer gleich aussehenden Transits ergeben sollten, können die Autoren auch nicht beantworten.

Eine clevere Lösung?

In einer Notiz in den Research Notes der American Astronomical Society vom 26. Juli 2019 schlägt J. Schneider vor, dass ein Planet mit einem erdgroßen Exomond hinreichend große Transitzeiten generieren könnte, um die Zufallstransits zu erklären. Nach Schneiders Berechnungen könnte der Planet 50 Jupitermassen haben, und den Stern in etwa 2 Tagen in 0,031 AE = 4,65 Millionen Kilometern Entfernung umkreisen. Der erdgroße Mond umkreiste den Planeten in einer Million Kilometern Entfernung mit einer Umlaufzeit von 1,2 Tagen.

Wie oben im Bild zu sehen verpasst der Planet auf seinem Umlauf alle Transits und sein Mond etwa die Hälfte aller Transits. Die maximale Dauer zwischen den Transits läge bei 2,7 Tagen, was ungefähr zu dem System passe. Die Transitzeit würde zwischen 0 und 3 Stunden variieren, je nachdem wo auf seiner Bahn sich der Mond gerade bei der Passage des Sterns befinde.

Die 130-ppm-Ereignisse könnten bei einer streifenden Bedeckung des Planeten durch den Mond entstehen und der einzelne 400-ppm-Transit könnte von einem unabhängigen Planeten im System verursacht sein. Und zwei Paare von Dips in den Kepler-Daten, die 7,48 und 8,02 Tage betragen, könnten vorkommen, wenn der Mond zweimal hintereinander seinen Transit verpasst.

Vielleicht hat sich nun also doch jemand einen Reim auf das seltsame Verhalten des Zufalls-Transiters gemacht? Allerdings sollte ein 50-Jupitermassen-Planet (der somit schon ein Brauner Zwerg wäre) in den Spektralanalysen aufgefallen sein. J. Schneider bedankt sich am Ende der Notiz für die Diskussion mit Saul Rappaport. Eine Antwort von Rappaport habe ich nicht gefunden. Ob dies ein Eingeständnis ist, dass Schneider recht hat, darüber mag der Leser selbst spekulieren.

Quellen:

• T.S. Boyajian, D.M. LaCourse et al., "Planet Hunters X. KIC 8462852 – Where’s the Flux?", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 457, Issue 4, 21. April 2016, Seiten 3988–4004; open access
• Huan Y.A. Meng, George Rieke et al., "Extinction and the Dimming of KIC 8462852", The Astrophysical Journal, Volume 847, Number 2, Oktober 2017; open access
• Kate Becker, "How Citizen Scientists Discovered the Strangest Star in the Galaxy", NOVA, 3. Januar 2018
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(mho)