EIN PULSIERENDER STERN VERRÄT EINEN UNSICHTBAREN PARTNER

Schwarze Löcher und Neutronensterne, die keine Materie verschlucken, sind direkt fast unmöglich zu sehen. Ein Weg, sie zu finden, ist, den sichtbaren Stern zu beobachten, mit dem sie umeinander kreisen. Astronomen haben auf diese Weise eine wachsende Zahl solcher „schlafender“ Kandidaten gefunden, merkt das Paper an, und der Massenbereich zwischen den schwersten Neutronensternen und den leichtesten Schwarzen Löchern ist nach wie vor spärlich beobachtet.

TIC 160582982 bietet einen ungewöhnlichen Weg: Der Stern selbst ist eine Uhr.

Ein Stern, der die Zeit misst

TIC 160582982 ist ein δ-Scuti-Stern: ein heißer, schnell rotierender Stern vom Typ A, der in vielen Druckmoden zugleich schwingt. Ein Team unter der Leitung von Chenglong Lv vom Xinjiang Astronomical Observatory der Chinesischen Akademie der Wissenschaften und vom Instituto de Astrofísica de Andalucía in Granada analysierte etwa 352 Tage an Messungen des Weltraumteleskops TESS und gewann aus seinem flackernden Licht 128 Frequenzen.

Wenn ein solcher Stern einen Begleiter umkreist, ist er mal etwas weiter von uns entfernt, mal etwas näher. Sein Licht braucht länger, dann kürzer, um anzukommen — daher scheinen die Pulsationen in einem regelmäßigen Zyklus zu früh und zu spät zu kommen. Misst man diese Verschiebung, zeichnet man die Umlaufbahn nach. Man nennt das Phasenmodulation.

Eine 89-Tage-Bahn mit einem schweren Partner

Sechs stabile Pulsationen, gemeinsam als Uhren genutzt, liefern eine stimmige Antwort:

• Umlaufzeit: 89,29 ± 0,19 Tage, auf einer stark langgestreckten Bahn (Exzentrizität 0,54).
• Die projizierte Größe der Bahn des sichtbaren Sterns (ihre große Halbachse) beträgt etwa 146 Lichtsekunden, also 0,29 Astronomische Einheiten.
• Die daraus folgende „Massenfunktion“, eine Kombination der beiden Massen, beträgt 0,416 Sonnenmassen — viel für einen Stern dieses Typs.

Eine zweite, unabhängige Methode, die auf den Seitenspitzen beruht, die die Bahn um die beiden stärksten Pulsationen erzeugt, ergibt dieselbe Bahn: 89,36 Tage.

Der sichtbare Stern wiegt etwa 1,93 Sonnenmassen, ist etwa 263 Parsec entfernt und leuchtet 37,6-mal so hell wie die Sonne. Zusammen mit der Bahn bedeutet das, dass der Begleiter mindestens etwa 1,8 Sonnenmassen wiegt — das Minimum, das erreicht wird, wenn wir genau auf die Kante der Bahn blicken. Wäre der Begleiter ein gewöhnlicher Stern, läge die beste Schätzung bei etwa 2,2 Sonnenmassen.

Das fehlende Licht

Ein gewöhnlicher Stern dieser Masse sollte leicht zu entdecken sein. Das Team berechnete, wie viel Licht er beisteuern würde: bei einem Begleiter von 1,70 bis 1,86 Sonnenmassen etwa 18 bis 26 % des Lichts des Systems im sichtbaren und infraroten Bereich; bei 2,3 Sonnenmassen etwa 43 %.

Doch das vom Sichtbaren bis ins mittlere Infrarot gemessene Licht des Systems passt perfekt zu einem einzelnen Stern vom Typ A, ohne Infrarotüberschuss. Auch Archivspektren zeigen keinen offensichtlichen zweiten Satz von Linien, wobei die schnelle Rotation des Sterns seine Linien verwischt. Ein gewöhnlicher einzelner Begleiter ist daher „stark benachteiligt“, schreiben die Autoren.

Zwei Verdächtige bleiben

Zwei Erklärungen bleiben übrig, und die vorliegenden Daten können sie nicht unterscheiden:

1. Ein verborgenes Paar. Der Begleiter könnte selbst ein enges Sternpaar sein, zum Beispiel zwei Sterne mit je etwa 0,9 Sonnenmassen. Zusammen lieferten sie die nötige Masse und steuerten dabei nur rund 4 % des sichtbaren Lichts und 8 bis 9 % im Infraroten bei.
2. Ein toter Stern. Ein kompakter Überrest — ein Neutronenstern oder sogar ein stellares Schwarzes Loch — würde wenig oder gar kein Licht beisteuern.

Das Team entdeckte außerdem ein langsameres Signal, das sich alle 0,544 Tage wiederholt und dessen Stärke mit der Bahn steigt und fällt, mit einem Maximum nahe der größten Annäherung der beiden Körper. Es könnte sich um eine Pulsation handeln, die durch Gezeiten der exzentrischen Bahn gestört wird, doch die Autoren stufen es nur als Kandidaten ein.

Spektren über einen ganzen Umlauf

Der entscheidende Test ist die Spektroskopie: Hochaufgelöste Spektren, wiederholt über einen ganzen 89-Tage-Umlauf aufgenommen, würden die Bahn unabhängig überprüfen und nach schwachen Linien suchen, die sich mit einem Begleiter oder mit den beiden Sternen eines verborgenen Paares bewegen. Künftige Messungen des Weltraumobservatoriums Gaia, das den Stern um etwa eine tausendstel Bogensekunde wackeln sehen dürfte, könnten die Neigung der Bahn und die Gesamtmasse des Begleiters festlegen.

Laut dem Eintrag auf arXiv wurde das Paper von The Astrophysical Journal angenommen; die hier gelesene Version ist das Manuskript der Autoren.