Seite 2: Staubfänger oder matte Kugeln?

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Aber nicht nur Dyson-Sphären sind von absorbierenden, Wärme ausstrahlenden Hüllen umgeben, sondern auch junge entstehende Sterne sowie solche, die sich an ihrem Lebensende befinden. Junge Sterne entstehen dort, wo Gas- und Staubwolken unter ihrer Schwerkraft kollabieren und sich aufheizen und sind naturgemäß zunächst von diesem Staub eingehüllt, der ihr Licht absorbiert und als Wärme wieder abstrahlt. Und alte Sterne hüllen sich gelegentlich in selbst produzierten Staub, der aus den Atomen kondensiert, die sie in ihrem Inneren erbrütet haben; manche Sterne rußen sich regelrecht mit Kohlenstoff ein, andere produzieren Titanoxid-Verbindungen, welche auch in Sonnenschutzcremes zum Einsatz kommen, um UV-Licht zu absorbieren. Die im Calgary-Atlas enthaltene spektrale Klassifikation gibt einen Hinweis darauf, um welche Art von Quelle es sich handeln könnte.

Im Calgary-Atlas sind die Spektren unter verschiedenen Buchstaben klassifiziert. Carrigan fand, dass Temperaturstrahler, wie Dyson-Sphären es sein sollten, am ehesten in den Klassen C, F, H und U zu finden sein sollten.

C steht für Kohlenstoff-Sterne, eben jene alten Sternen, die zu Roten Riesen angeschwollen durch ihre Abkühlung bis tief zu ihrem Kern konvektiv werden und ihren bei der Kernfusion dort deponierten Kohlenstoff bis an die Oberfläche empor würgen. Dort kondensiert er zu feinem Staub, der den Stern im sichtbaren Licht verdunkelt und im Infraroten aufhellt. F-Objekte zeigen ein flaches Spektrum mit weniger Merkmalen, als eine gewöhnliche Sternoberfläche es tut; wahrscheinlich handelt es sich um Sterne mit hohem Sauerstoff- oder Kohlenstoff-Anteil, die von Silikatstaub umgeben sind. H-Objekte sind oft sehr kühl (unter 200 K) und zeigen bei 9.7 µm ein Absorptionsband von Silikat-Staub. Meistens handelt es sich um Regionen, in denen Gas- und Staubwolken kollabieren und neue Sterne bilden. Und U-Objekte umfassen "ungewöhnliche" (unusual) Spektren, die keiner konkreten Objektklasse zugeordnet werden konnten.

Die Beschränkung auf C, F, H und U ließ 2240 Objekte übrig. Carrigan schränkte diese weiter ein auf Objekte, die entweder eine sichtbare sternartige Quelle hatten oder gar keine im visuellen Bereich nachweisbare Quelle. Es verblieben 1230 Objekte, die Carrigan durch Vergleich mit einem anderen Sternkatalog daraufhin untersuchte, ob sie bei anderen Wellenlängen eher Temperaturstrahlern oder Sternen ähnelten. 80% der Objekte konnten auf diese Weise sofort ausgeschlossen werden, 2/3 der 218 verbliebenen erwiesen sich als mutmaßliche Kohlenstoffsterne, alle H-Objekte lagen in Sternentstehungsgebieten und wurden ebenfalls ausgesondert. Am Ende wurden für die restlichen Objekte noch einmal die Abweichungen der Helligkeiten durch verschiedene Filter von der Schwarzkörperkurve nach der Methode der kleinsten Fehlerquadrate ermittelt und zu große Abweichungen verworfen.

Es verblieben noch 9 Kandidaten, die Carrigan für wert befand, noch einmal einzeln gezielt untersucht zu werden. Darunter IRAS 16406-1406 und IRAS 20369+5131. Diese beiden liegen bei ca. 376 K (gute 100°C) und 538 K (265°C) und kommen am nächsten an einen Temperaturstrahler (siehe Bild) heran.

Schwache Kandidaten

Carrigan nutzte zusätzlich Messungen des Satelliten COBE (Cosmic Background Explorer), der zwischen 1989 und 1993 als erster die kosmische Hintergrundstrahlung vom Weltraum aus vermaß. Der Wellenlängenbereich von COBE geht tiefer als der von IRAS und deckt somit den unteren Wellenlängenbereich der thermischen Strahlungskurve ab. Leider war die Winkelauflösung von COBE nur sehr gering, 0,7 Grad oder knappe 1,5 Vollmonddurchmesser. COBE misst an der Stelle dieser Objekte deutliche Abweichungen von der Strahlungskurve eines Temperaturstrahlers, was an den Objekten selbst oder anderen Objekten in unmittelbarer Nähe liegen könnte. Insofern sagt Carrigan über die beiden Quellen, dass keine davon ein starker Kandidat sei.

In einer wenig später erschienen Arbeit von Carrigan, in der er die IRAS-Suche noch einmal beschreibt, geht er unter anderem noch einmal auf die beiden Quellen IRAS 16406-1406 und IRAS 20369+5131 ein. Die erste zeige eine geringe Emission bei 13,5 µm (die für ein umgebendes, vom Stern zum Leuchten gebrachtes Medium wie Staub oder Gas spricht) und einen schwach visuell wahrnehmbaren Stern, der eine gewisse Variabilität zeige. Das mache das Objekt nicht zu einem besonders geeigneten Kandidaten. Seine Entfernung ist nicht bekannt; wenn man eine Sonnenleuchtkraft voraussetzen würde, müsste er ungefähr 180 Lichtjahre weit entfernt sein.

Man kann aus dem Winkelabstand eines Objekts von der Scheibe der Milchstraße (die etwa 750 Lichtjahre dick ist) darauf schließen, wie weit es als Objekt in der Scheibe maximal von uns entfernt sein kann. Objekte in unserer unmittelbaren Nähe können überall am Himmel stehen, aber ferne Objekte müssen in der Nähe des Milchstraßenäquators bleiben. Wenn sich also ein Milchstraßen-Objekt weit vom galaktischen Äquator am Himmel befindet, muss es nahe sein, wenn es sich in der Nähe des galaktischen Äquators befindet, könnte es auch sehr weit entfernt sein. Das schließt dann seine Nähe zwar nicht aus, macht sie aber weniger plausibel.

Gemessen an seinem geringen Winkelabstand vom galaktischen Äquator könnte IRAS 16406-1406 bis zu 2000 Lichtjahre weit entfernt sein und dann würde seine Leuchtkraft bis zu 130 Sonnenleuchtkräfte betragen. Nicht ungewöhnlich für einen Riesenstern, der sich hinter Staub verbirgt.

Was IRAS 20369+5131 betrifft, so gibt es dort keinen sichtbaren Stern, keine Emission, und laut Carrington gibt es auch keine Daten aus anderen Katalogen, die es erlauben würden, das Objekt näher zu klassifizieren. Es liegt nahe an der galaktischen Ebene und könnte gemäß des obigen perspektivischen Arguments bis zu 6500 Lichtjahre entfernt sein und 2160 Sonnenleuchtkräfte haben; für eine Sonnenleuchtkraft müsste es 137 Lichtjahre nahe sein. Es könnte also eine nahe Dyson-Sphäre oder ein ferner Roter Riese sein, der in so dichten Staub eingehüllt ist, dass er nicht zu sehen ist. Ockhams Rasiermesser spricht nicht unbedingt für die erste Möglichkeit. Jüngere Arbeiten zu dem Objekt habe ich nicht gefunden, auch nicht von Carrington, obwohl mittlerweile wesentlich besser aufgelöste Messungen der COBE-Nachfolger WMAP und Planck vorliegen, so dass sich zumindest das Problem der abweichenden COBE-Daten hätte klären lassen sollen. Die Natur des Objekts bleibt insofern ungeklärt. Simbad listet ihn als möglichen Kohlenstoffstern.

Auf der Suche nach dem Dyson-Schwarm

Ein anderes Objekt aus der Breakthrough-Listen-Anomalien-Liste ist TYC 6111-1162-1 (TYC steht hier für den vom Astrometrie-Satelliten Hipparcos erstellten Tycho-Katalog). Die Recherche führte auf eine Arbeit aus dem Jahr 2018 von Erik Zackrisson, Andreas Korn und Ansgar Wehrhahn von der Universität Uppsala, sowie Johannes Reiter von der Universität Heidelberg. Sie haben sich damit beschäftigt, wie man Dyson-Sphären aufspüren könnte, die nicht vollkommen blickdicht sind, also etwa eine noch im Bau befindlichen Dyson-Sphäre. Oder eben einen "Dyson-Schwarm" von den Stern umkreisenden Satelliten, zwischen denen noch Licht hindurch scheinen kann, die jedoch einen signifikanten Teil des Sterns verdecken.

Ihre Idee ist, die triangulierte (trigonometrische) Entfernung mit derjenigen zu vergleichen, die sich aus seiner Helligkeit ergibt, denn je weiter weg ein Stern bei bekannter Leuchtkraft ist, desto dunkler erscheint er am Himmel. Wenn der Stern dunkler erscheint, als er bei gegebener trigonometrischer Entfernung aufgrund seiner Leuchtkraft erscheinen sollte, dann könnte es sich um einen Stern handeln, der teilweise von ihn umgebenden Objekten verdeckt wird. Die Entfernungen von Milliarden von Sternen anhand trigonometrischer Parallaxen misst derzeit das Gaia-Weltraum-Teleskop, dessen dritter Katalog (DR3 für Data Release 3) im kommenden Dezember veröffentlicht werden soll. Zackrisson et al. nutzten den zur Zeit der Erstellung ihrer Arbeit veröffentlichten ersten Datenrelease (DR1) mit nur etwa zwei Millionen Sternen.

Die intrinsische Leuchtkraft eines Sterns kann wiederum aus seinem Spektrum erschlossen werden. Die Spektrallinien sind sehr empfindlich für die Temperatur der Sternoberfläche, denn verschiedene Elemente treten bei verschiedenen Sterntemperaturen mit unterschiedlicher Intensität auf. Sterne, die in ihrem Kern Wasserstoff fusionieren, bilden wie im Bloatar-Artikel angesprochen eine als "Hauptreihe" bezeichnete Linie in einem Diagramm, das die Leuchtkraft über der Temperatur aufträgt.

Man kann also aus der Temperatur auf die Leuchtkraft schließen, wenn man weiß, dass es sich um einen Hauptreihenstern handelt. Nun gibt es beispielsweise Rote Riesen (keine Hauptreihensterne) und Rote Zwerge (Hauptreihensterne), wobei die Riesen die gleiche Temperatur wie die Zwerg haben, aber tausende Male leuchtkräftiger sind, weil sie hunderte Sonnendurchmesser und damit viel mehr leuchtende Oberfläche haben; Rote Zwerge haben hingegen nur einen halben bis zehntel Sonnendurchmesser. Ein ferner Roter Riese könnte also mit einem viel näher gelegenen Roten Zwerg verwechselt werden.

Aber auch hier hilft das Spektrum, denn die Atmosphäre eines Roten Riesen ist ein extrem dünnes Gas, das im Spektrum scharfe Linien der Elemente verursacht, während ein Roter Zwerg eine höhere Oberflächenschwerkraft und damit eine viel dichtere Atmosphäre hat, die aufgrund des höheren Drucks verbreiterte Linien zeigt. Außerdem würde sich der Riese durch seine unproportional viel größere Entfernung in den Gaia-Daten sofort verraten.

Gaia DR1 enthielt noch keine Spektren, aber das RAdial Velocity Experiment (RAVE) enthält 480.000 Sternspektren komplett mit der "spektrophotometrischen" (anhand des Spektrums und Helligkeitsmessungen bestimmten) Entfernung in seinem 5. Datenrelease (DR5). Zackrisson und sein Team identifizierten ca. 230.000 Sterne, die sowohl in RAVE DR5 als auch in Gaia DR1 enthalten sind und verglichen die Entfernungen.

Der Fehlerteufel im Detail

Nun sind natürlich alle gemessenen Daten mit Fehlern behaftet. Die Gaia-Entfernungen sind mit bis zu 10 bis 20 Prozent Fehlerrate behaftet, die RAVE-Entfernungen mit 20 bis 30 Prozent. Wenn nun beispielsweise 10 Prozent der Oberfläche eines Sterns verdeckt wären, würde der Stern in der spektrophotometrischen Entfernung nur 5% weiter entfernt erscheinen. Es bräuchte mindestens einen Bedeckungsgrad von 75 Prozent der Sternoberfläche, damit die spektrophotometrische Entfernung doppelt so groß wie die trigonometrische erschiene und damit sicher außerhalb der kombinierten Fehlerbalken für die beiden Entfernungsbestimmungsmethoden läge.

So ergab der erste Durchlauf über alle 230.000 Sterne die im folgenden Bild links dargestellte Statistik der aus den Entfernungsdifferenzen in RAVE und Gaia errechneten hypothetischen Bedeckungsgrade. Eigentlich müsste der Bedeckungsgrad ein Wert zwischen 0 und 1 sein, für 0 bis 100 Prozent Bedeckung, aber es kamen auch negative Bedeckungsgrade heraus, d.h. der mutmaßliche Grad der Bedeckung macht den Stern heller anstatt ihn zu verdunkeln! Der Grund dafür sind natürlich Messfehler in den Entfernungen – wenn die trigonometrische Gaia-Entfernung größer ist als die spektrophotometrische von RAVE, ergibt die Formel für den Bedeckungsgrad einen unsinnigen negativen Wert.

Wenn unsinnige negative Werte herauskommen, sind natürlich auch die positiven Werte in Zweifel zu ziehen. Vor allem die spektrophotometrischen Entfernungen sind mit großen Unsicherheiten behaftet, zum Beispiel weil sich die Sterne mit zunehmendem Alter von der Hauptreihe weg bewegen und heller und heißer werden (auch die Sonne hat in den vergangenen 4,5 Milliarden Jahren 10 Prozent an Leuchtkraft zugelegt und wird dies auch weiterhin tun, was uns lange vor ihrem Ende als Roter Riese den Garaus machen wird).

In einer zweiten Analyse beschränkten sich die Autoren auf 8441 Sterne, bei denen die Messfehler im Gaia-Katalog mit weniger als 10 Prozent und die im RAVE-Katalog mit weniger als 20 Prozent angegeben waren. Das entsprechende rechte Diagramm sieht schon erheblich besser aus mit deutlich kleinerem Anteil an negativen Bedeckungsgraden und einem Maximum bei Bedeckungsgrad 0. Interessanterweise gibt es ein Nebenmaximum bei 90 bis 100 Prozent Bedeckungsgrad. Bei einer Gaußschen Verteilung des Entfernungsfehlers sollten in diesem Intervall höchstens 0,04 Prozent der 8441 Sterne enthalten sein, das wären 3 bis 4 Sterne. Tatsächlich fand sich dort mit 75 Sternen fast 1 Prozent der Auswahl – die sich das Team näher ansah.

Die Autoren interessierten vor allem Zwergsterne der Spektralklassen F, G und K (die Sonne ist ein G2-Zwerg), also im weitesten Sinne sonnenähnliche Sterne zwischen 4000 K und 7300 K (Sonne: 5850 K) mit 0,5 bis 1,6 Sonnenmassen. Fast alle der 75 Ausreißer stellten sich jedoch als Riesensterne mit geringem Atmosphärendruck heraus, die für Dyson-Sphären nicht infrage kommen. Ein weiterer Konsistenzcheck in Bezug auf Massen, Alter und Metallgehalt reduzierte die Ausreißerliste auf 6 Sterne mit einem mutmaßlichen Bedeckungsgrad von mehr als 70 Prozent der Sternfläche. 4 von diesen konnten ausgeschlossen werden, weil ihre Strahlungskurven nicht konsistent mit den für ihre Parameter zu erwartenden theoretischen Kurven waren, was auf fehlerhafte Entfernungen oder andere Probleme mit den für sie angegebenen Parametern hindeuten könnte. So verblieben noch zwei Objekte: TYC 7169-1532-1 und TYC 6111-1162-1.

Keines der beiden zeigte allerdings auch nur den Hauch des bei einer Dyson-Sphäre zu erwartenden Überhangs der Strahlungskurve im Infraroten. Diese sollte eine Überlagerung aus einer Strahlungskurve für einen Stern von ein paar tausend Kelvin und einem Temperaturstrahler von ein paar hundert K ergeben (siehe nächstes Bild).