Die X-Akten der Astronomie: Auf der Suche nach Dyson-Sphären
Wenn es um die Suche nach außerirdischer Intelligenz geht, kommt die Rede immer wieder auf Dyson-Sphären. Astronomen haben die Suche längst aufgenommen.
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.
Sie sind uns schon bei den "verschwunden Sternen" begegnet, aber es gibt noch weitere Arbeiten, die sich mit der Suche nach Dyson-Sphären beschäftigt haben und dabei auf andere, durchaus interessante Methoden zurückgriffen. Die Arbeiten sind spannend, ganz unabhängig davon, was man von Dyson-Sphären hält. Einige der Objekte sind im Breakthrough-Listen-Katalog als Anomalien aufgeführt. Schauen wir uns drei davon heute einmal an.
Verpackte Sterne
Dyson-Sphären sind eine Idee des am 28. Februar dieses Jahres verstorbenen englischen Physikers und Mathematikers Freeman Dyson. Er war ein durchaus ernst zu nehmender Wissenschaftler, der unter anderem an der Entwicklung der Quantenelektrodynamik (QED) mitgearbeitet hatte. Durch den Beweis der Äquivalenz der heute zum Standardrepertoire der Physiker gehörenden Feynman-Diagramme und einer in den 1940er Jahren entwickelten mathematischen Formulierung der QED, verhalf er diesen zum Durchbruch. Später arbeitete er am Orion-Projekt mit, einer Studie eines Raumschiffs, das mit explodierenden Atomladungen vorwärts getrieben werden sollte. Das Projekt wurde mit dem im Weltraumvertrag festgehaltenen Verbot von Nukleartests im Weltall eingestellt.
Einer größeren Öffentlichkeit bekannt wurde Dyson jedoch durch die nach ihm benannten Dyson-Sphären. Dyson schlug 1960 vor, dass hinreichend fortgeschrittene Zivilisationen, deren Energieverbrauch die auf einem Planeten verfügbaren Ressourcen überschritten, die gesamte Energie ihres Sterns nutzen könnten. Dazu könnten sie ihn in eine feste oder aus einem Schwarm von ihn umkreisenden Satelliten bestehende Sphäre einhüllten, an deren Innenseiten nahezu seine gesamte Strahlung aufgefangen würde. Notwendigerweise müsste die genutzte Energie wieder als Wärme an der Außenseite abgeführt werden, damit das Innere der Sphäre nicht immer heißer würde.
Die Dyson-Sphäre würde also im thermischen Gleichgewicht an der Außenseite genau so viel Leistung abstrahlen, wie der von ihr umhüllte Stern lieferte, jedoch ausschließlich (oder bei einem Dyson-Schwarm überwiegend) als Wärmestrahlung. So ein Objekt wäre für Astronomen leicht nachzuweisen, denn ein so großer Wärmestrom wäre nur einem echten Stern mit Fusion im Kern möglich, aber ein solcher strahlt normalerweise den größten Teil seiner Leistung im sichtbaren Licht aus. Man müsste also nur nach anormal leuchtstarken Infrarotquellen suchen.
Der eiskalte Späher
Zwei der im Katalog von Breakthrough Listen gelisteten Sterne sind IRAS 16406-1406 und IRAS 20369+5131. Die kryptischen Namen weisen darauf hin, dass die Objekte vom Infrarot-Weltraumteleskop IRAS (Infrared Astronomical Satellite) katalogisiert wurden, und die Zahlen stehen für die Himmelskoordinaten. IRAS nahm im Jahr 1983 den gesamten Himmel im Infrarotlicht bei Wellenlängen zwischen 12 und 100 µm (Mikrometer = 1/1000 Millimeter) und einige tausend Spektren zwischen 8 und 23 µm auf. Das ist nur mit einem Helium-gekühlten Teleskop vom Weltraum aus möglich ist, weil die Erdatmosphäre bei diesen Wellenlängen selbst kräftig strahlt. Der IRAS-Katalog umfasst 300.000 Objekte.
(Bild: AladinLite/2MASS, Universität Straßburg, gemeinfrei)
Eine Recherche nach Referenzen zu den oben genannten Sternen führt auf eine Arbeit von Richard A. Carrigan aus dem Jahr 2007, der den IRAS-Katalog nach potenziellen Dyson-Sphären-Sternen abklopfen wollte. Carrigan ging bei seiner Suche vom Calgary-Atlas aus, eine von einer Arbeitsgruppe an der Universität Calgary veröffentliche Zusammenstellung derjenigen 11.224 IRAS-Objekte, für die IRAS Spektren aufgenommen hatte. Carrigan beschränkte die Objekte von Interesse auf den Temperaturbereich zwischen 100 K (ca. -170 °C) und 600 K (ca. 330 °C). Dyson selbst hatte einen engeren Bereich vorgeschlagen, weil er annahm, die Sphäre wäre in der habitablen Zone angesiedelt, wo die Temperatur des Sterns flüssiges Wasser erlaubt, aber Carrigan hielt es für sinnvoll, den Bereich auf solche Temperaturen zu erweitern, unter denen Maschinen und Elektronik noch funktionieren könnten. So verblieben 6521 Quellen.
Staubfänger oder matte Kugeln?
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.
(Bild: AladinLite/DSS, Universität Straßburg, gemeinfrei)
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.
(Bild: Sch, CC BY-SA 3.0)
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.
(Bild: R.A Carrington Jr., arXiv)
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).
(Bild: Erik Zackrisson et al., arXiv)
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).
(Bild: Erik Zackrisson et al., arXiv)
Der Sieger und die Gegenprobe
TYC 6111-1162-1 hat dabei eine Temperatur, die in einem Bereich liegt, in dem die spektrophotometrischen Entfernungen im RAVE-Katalog sehr genau sind, während TYC 7169-1532-1 mit 7500 K in einem Bereich liegt, in dem RAVE die Entfernung häufig überschätzt. Daher fokussierten sich die Autoren schließlich nur noch auf TYC 6111-1162-1.
Um die Daten aus dem RAVE-Katalog unabhängig zu verifizieren, nahm das Team eigene Aufnahmen seines Spektrums mit dem Nordic Optical Telescope auf und analysierte die Spektrallinien. Sie kamen auf eine Temperatur von 6150 ±80 K, eine Schwerkraft log g von 4,24 ±0,1 (also g=104,24 cm/s², das entspricht 17,7-facher Erdschwerkraft; Astronomen rechnen gerne im alten Zentimeter-Gramm-Sekunden-System), eine Metallizität von 0,32 (logarithmischer Eisenanteil relativ zum Wert der Sonne; 0,32 bedeutet einen etwa doppelt so hohen Eisenanteil wie bei der Sonne, denn 100,32=2,09). Die Daten passen gut zu denen im RAVE-Katalog: 6169 ±54 K, log g 4,54 ±0,11, bis auf die Metallizität, die bei RAVE mit ca. 0,06±0,1 angegeben ist, also fast gleicher Metallanteil wie die Sonne. Aus ihren Daten folgern sie eine Masse von 1,34 Sonnenmassen (RAVE gibt 1,17 an), woraus über die für solche Sterne erwartete Leuchtkraft eine spektroskopische Entfernung von 776 ±156 Lichtjahren folgt. Laut RAVE-Katalog sollen es 723 ±163 LJ sein, während Gaia DR1 eine trigonometrische Entfernung von 374±24 LJ angibt, nur etwa halb so weit. Damit ist die Differenz der Entfernungen bestätigt.
Wenn eine Verdunklung vorläge, würde sie demgemäß 77 Prozent betragen und den Stern um 1,6 Größenklassen dunkler erscheinen lassen (und damit spektrophotometrisch entsprechend weiter entfernt). Welche alternativen Erklärungen sind denkbar?
Profanere Gründe?
Die spektrophotometrische Entfernung reagiert empfindlich auf die ermittelte Schwerebeschleunigung, die wegen des Logarithmus stark zubuche schlägt (log g=4,54 bedeutet gleich die doppelte Schwerebeschleunigung gegenüber 4,24), aber erst ein Fehler von 0,6 im Exponenten (Faktor 4 in der Schwerebeschleunigung) würde einen Entfernungsfehler um den Faktor 2 verursachen, wie hier der Fall.
Auf eine andere mögliche Fehlerquelle weist die Radialgeschwindigkeit des Sterns hin, also die Geschwindigkeit, mit der er sich auf die Erde zu oder von ihr weg bewegt, die sich aus der Verschiebung der Spektrallinien ablesen lässt (Dopplereffekt). Verschiedene Quellen geben sehr unterschiedliche Geschwindigkeiten an, einmal -4,66 ±0,5 km/s, ein anderes Mal -25,3 ±1,0 km/s und eine dritte Quelle nennt zwei im Abstand von 6 Tagen ermittelte Werte von einmal -5,40 ±0,05 km/s und ein andermal -5,89 ±0,05 km/s – wie ist das möglich? Offenbar handelt es sich bei TYC 6111-1162-1 um einen spektroskopischen Doppelstern, der einen zweiten Stern umkreist, dessen Linien im Spektrum überstrahlt werden und unsichtbar bleiben. Zu verschiedenen Zeiten bewegt sich die sichtbare Komponente mehr oder weniger auf die Erde zu.
Auf die Entfernungsmessung könnte das folgende Auswirkung haben: Gaia ermittelt die Entfernung aufgrund der Verschiebung, die ein Stern vor dem fernern Hintergrund erfährt, wenn die Erde von der einen Seite der Sonne auf die andere wechselt (Parallaxe). Man kann sich den Effekt leicht anschaulich machen, wenn man den Finger vor die Nase hält und abwechselnd das rechte und das linke Auge schließt, dann springt der Finger vor dem Hintergrund hin und her. Je weiter weg man ihn von der Nase hält, desto kleiner ist der Sprung. Und das gilt für Sterne gleichermaßen, wenn die Erde sich im Jahreslauf zusammen mit Gaia um 300 Millionen Kilometer von der einen auf die andere Seite der Sonne bewegt. Die Winkel sind hier allerdings extrem klein, selbst der nächste Stern bewegt sich nur etwa 1,5 Bogensekunden am Himmel hin und her. Das ist nur 1/1200 Vollmonddurchmesser. Bei TYC 6111-1162-1 handelt es sich um gerade einmal 8 Tausendstel Bogensekunden.
Wenn sich nun zwischen den Entfernungsmessungen der Stern bei seinem Umlauf um den unsichtbaren Partner bewegt hat, stimmt die gemessene Entfernung nicht mehr. Auf 770 Lichtjahre Entfernung bräuchte sich der Stern nur um 1 AE (Abstand Erde-Sonne) zu verschieben, dann erschiene seine trigonometrische Entfernung nur halb so groß. Der andere Stern müsste dafür etwa eine Sonnenmasse haben. Normalerweise sollte er dann jedoch im Spektrum sichtbar sein, weil er nur wenig dunkler als TYC 6111-1162-1 selbst wäre. Es sei denn, es handelte sich um einen Weißen Zwerg. Damit wäre eine fehlerhafte Entfernungsmessung von Gaia zu erklären, die den Autoren allerdings unwahrscheinlich erscheint, weil in den Gaia DR1 mehrere Dutzend Messungen über 14 Monate eingegangen sind und die Inkonsistenz eigentlich hätte auffallen müssen. DR2 (erschienen Ende April 2018) und DR3 sollten da Klarheit schaffen.
Entzauberung im DR2
DR2 ist bereits veröffentlicht und für jedermann zugänglich. Wenn man TYC 6111-1162-1 in der Simbad-Datenbank nachschlägt, findet man dort aktuell eine von Gaia DR2 ermittelte trigonometrische Parallaxe von 5,7462 ±0,1666 Millibogensekunden, das entspricht einer Entfernung von 551 bis 585 Lichtjahren. Der obere Wert liegt im Fehlerintervall der RAVE DR5-Entfernung von 723 ±163 LJ (560-886 LJ) und knapp außerhalb des von Zackrisson et al. selbst bestimmten Entfernungsintervalls (620-932 LJ), wobei diese Grenzen nicht absolut sondern statistisch sind. Ausgehend von einer Gaußschen Fehlerverteilung würde bei einem korrekten mittleren Wert von 5,7462 Millibogensekunden ein zufälliger Messfehler mit 67 Prozent Wahrscheinlichkeit innerhalb des angegebenen Intervalls von 551-585 Lichtjahren bleiben, aber immerhin mit 33 Prozent außerhalb. Legt man die Signifikanz höher als 67 Prozent, wird das Intervall größer und überschneidet das von Gaia. Der Unterschied zwischen Gaia DR2 und den RAVE- bzw. Zackrisson-Messungen ist nicht mehr dramatisch, angesichts der Komplexität, die Entfernung aus dem Spektrum zu ermitteln. In deren Bestimmung fließen immerhin viele Annahmen ein und Details wie Sternflecken, Randverdunklung oder Abplattung werden nicht berücksichtigt.
Der Stern hat sich laut Simbad-Eintrag mittlerweile außerdem als Schnellläufer entpuppt, das heißt er hat eine hohe Eigenbewegung am Himmel. Damit ist nicht die Radialgeschwindigkeit gemeint, sondern die Bewegung in der Himmelsebene, die Gaia nach knapp zwei Jahren Beobachtung bestimmen konnte. Der Stern hat sich also zwischen den Messungen seitlich verschoben, und das nicht, weil er ein Doppelstern wäre (davon steht bei Simbad nichts), sondern weil er sich schnell durch die Milchstraße bewegt. Da Zackrisson et al. in ihrer Arbeit nichts über diesen Umstand schrieben, ist es möglich, dass er ihnen damals noch nicht bekannt war. Dies könnte erklären, warum die trigonometrische Entfernung in Gaia DR1 so niedrig angegeben worden war. Außerdem beruhten die DR1-Daten auf einer Kombination von Messungen von Gaia und dem Vorgänger Hipparcos, da die 14 Monate, über die Beobachtungsdaten für DR1 gesammelt wurden, zu kurz für präzise Ergebnisse waren. Die Kombination aus zwei Quellen und die geringere Genauigkeit von Hipparcos könnten ebenfalls zu dem kleinen Entfernungswert beigetragen haben.
Obwohl TYC 6111-1162-1 im Anomalien-Katalog des Breakthrough-Listen-Projekts aufgeführt ist, ist er kein wirklich überzeugender Fall für eine mögliche Dyson-Sphäre, zumal keinerlei Infrarot-Überhang erkennbar ist. Vielleicht haben Zackrisson et al. deshalb auch keine Nachfolgearbeit über den Stern veröffentlicht, nachdem die DR2-Daten bekannt wurden.
Zackrisson et al. verweisen in ihrer Arbeit darauf, dass DR2 1,3 Milliarden statt nur 2 Millionen Entfernungsmessungen enthalte und zudem Leuchtkraft-Abschätzungen für 77 Millionen Sterne, die aus der Farbe des Sterns abgeleitet werden (Gaia misst hier einen Farbindex, der repräsentativ für die Temperatur des Sterns ist). Die daraus abgeleitete photometrische Entfernung sei allerdings unsicherer als spektrophotometrische Messungen es sind. Im Gaia DR3 würden dann jedoch zusätzlich Daten des Radialgeschwindigkeits-Spektrometers von Gaia hinzukommen. Die Autoren schätzen, dass auf diese Weise für rund eine Million Sterne hinreichend genaue spektrophotometrische Entfernungen abgeleitet werden könnten, so dass ein Vergleich mit der trigonometrischen Entfernung möglich wäre. Ausgehend von ihrer DR1-RAVE-Analyse wären rund 1000 Kandidaten mit errechneten Bedeckungsgraden von mehr als 70 Prozent zu erwarten, die dann noch einmal separat zu untersuchen wären, ob sie zum Beispiel durch grobkörnigen Staub auf der Sichtlinie abgeschwächt wurden, der sich nicht durch eine Rötung des Lichts verrät.
Vielleicht finden sie also zahlreiche neue Kandidaten im DR3, der im Dezember veröffentlicht wird. Dass sich davon einer als Dyson-Sphäre entpuppt, ist allerdings hinreichend unwahrscheinlich.
- R.A. Carrigan, „Progress on IRAS-based Whole-Sky Dyson Sphere Search”, Bioastronomy 2007: Molecules, Microbes, and Extraterrestrial Life, ASP Conference Series, Vol. 420, 2009
- Richard A. Carrigan Jr., „IRAS-based whole-sky upper limit on Dyson Spheres”, The Astrophysical Journal, Volume 698, Nr. 2, 8. Juni 2009
- Erik Zackrisson, Andreas J. Korn, Ansgar Wehrhahn, Johannes Reiter, „SETI with Gaia: The observational signatures of nearly complete Dyson spheres”, The Astrophysical Journal, Volume 862, Nr. 1, 18. Juli 2018
(mho)
