EIN GESTRIPPTER STERN, EIN VERBORGENER PARTNER, EINE UMLAUFBAHN VON 4,2 STUNDEN

Ein kleiner, sehr heißer Stern in der Kleinen Magellanschen Wolke, außerhalb der Milchstraße, vollendet alle 4 Stunden und 10 Minuten eine Runde um einen Partner, der kein Licht abgibt. Er heißt DGL-3, und sein verborgener Partner ist höchstwahrscheinlich ein Neutronenstern, der ultradichte kollabierte Kern, der übrig bleibt, wenn ein massereicher Stern explodiert.

Ein Stern ohne seine äußeren Schichten

DGL-3 ist ein gestrippter Stern (stripped star): Er hat seine wasserstoffreiche äußere Hülle bei einer Wechselwirkung mit einem Begleiter verloren. Was bleibt, ist kompakt, heiß, wasserstoffarm und verbrennt in seinem Zentrum Helium.

• Masse: etwa das 3,4-Fache der Sonnenmasse, geschätzt aus seiner Helligkeit, mit einer sehr unsymmetrischen Spanne (2,96 bis 7,72 Sonnenmassen).
• Radius: etwa das 0,77-Fache des Sonnenradius; Oberflächentemperatur: etwa 71.000 Kelvin; Wasserstoff: nur 10 % seiner Oberfläche.

Sterne dieser „mittleren“ Masse sind schwer genug, dass ihr Kern zu einem Neutronenstern kollabiert, aber nicht schwer genug für ein Schwarzes Loch. In aktuellen Modellen durchlaufen Neutronensternpaare, die eng genug sind, um zu verschmelzen – indem sie unter Abstrahlung von Gravitationswellen aufeinander zuspiralen –, zuvor genau dieses Stadium: ein Neutronenstern, der einen gestrippten Stern umkreist. Dieses Stadium war nie direkt beobachtet worden, und die vorhergesagten Verschmelzungsraten erstrecken sich über mehrere Größenordnungen.

Einen Partner wiegen, der nicht leuchtet

Das Team sammelte zwischen 2019 und 2022 38 Spektren mit dem 6,5-Meter-Magellan-Teleskop in Chile. Die Spektrallinien des Sterns – dunkle Linien bei genau bestimmten Farben in seinem Licht – verschieben sich zum Blauen, wenn er sich uns nähert, und zum Roten, wenn er sich entfernt (der Doppler-Effekt); sie zeigen, dass er mit bis zu 151,4 km/s auf uns zu und von uns weg schwingt, auf einer Kreisbahn, die er alle 4,1693 Stunden vollendet.

Periode und Geschwindigkeit ergeben die Massenfunktion, die die Masse des Partners mit der Masse des Sterns selbst und mit der Neigung der Bahn von der Erde aus gesehen (ihrer Inklination) verknüpft. Eine genau von der Kante gesehene Bahn ergibt den leichtesten Partner, den die Bahn zulässt; berücksichtigt man die unsichere Masse des Sterns, liegt der typische Wert dieses Minimums bei 1,38 ± 0,25 Sonnenmassen, knapp unter den 1,4, die ein Weißer Zwerg erreichen kann (siehe unten). Die Bahn allein kann einen Weißen Zwerg daher nicht ausschließen.

• Kein gewöhnlicher Stern: Einer mit so viel Masse wäre zu groß, um in eine so enge Bahn zu passen.
• Kein zweiter gestrippter Stern: Künstliche gestrippte Begleiter, die in die echten Spektren eingeschleust wurden, wurden jedes Mal entdeckt, doch die echten Daten zeigen keine Spur.

Übrig bleibt ein kompaktes Objekt: ein Weißer Zwerg (der dichte übrig gebliebene Kern eines leichteren Sterns), ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch.

99,4 % aus einer Schwankung von 2,5 %

Am 18. Dezember 2022 nahm eine schnelle Kamera an einem 3,5-Meter-Teleskop in La Silla DGL-3 etwa 3,4 Stunden lang alle 20 Sekunden auf. Seine Helligkeit steigt und fällt um etwa 2,5 %, zweimal pro Umlauf: Die Schwerkraft des Partners dehnt den Stern leicht zu einer Eiform, deren lange Seite wir zweimal pro Umlauf sehen, und zwar um einen Betrag, der von der Masse des Partners und der Inklination abhängt.

Das Team rechnete 500.000 Modelle dieser Lichtkurve und gewichtete jedes danach, wie gut es zu den Daten passt. Für die Masse des Partners gilt:

• Der wahrscheinlichste Wert ist 1,58 Sonnenmassen;
• nur 0,6 % der Wahrscheinlichkeit liegen unter 1,4 Sonnenmassen, der Chandrasekhar-Grenze, die einen Weißen Zwerg ausschließt: daher eine Wahrscheinlichkeit von 99,4 %, dass der Partner zu massereich ist, um einer zu sein;
• nur 3,4 % liegen im Bereich bestätigter Schwarzer Löcher; der Rest des schweren Ausläufers fällt in die Lücke zwischen Neutronensternen und Schwarzen Löchern.

Ein Neutronenstern ist daher der wahrscheinlichste Partner: eine Wahrscheinlichkeit, kein Beweis. Röntgenteleskope entdeckten nichts; ein Neutronenstern, der Gas von seinem Partner verschluckt, würde im Röntgenlicht leuchten, doch die Autoren halten die Stille für vereinbar mit einem Neutronenstern, der von einem schwachen Sternwind gespeist wird.

Eine Zukunft, geschrieben von einem Computermodell

Anschließend ließ das Team das System mit dem Sternentwicklungscode MESA altern: ein gestrippter Stern mit 3,6 Sonnenmassen, ein Neutronenstern mit 1,4, eine Bahn von 4,2 Stunden. Was folgt, ist eine Vorhersage, keine Beobachtung.

1. Der Stern verbrennt noch 1,4 Millionen Jahre lang Helium in seinem Kern und bläht sich dann auf. In einer so engen Bahn genügt ein Wachstum um nur einen halben Sonnenradius, damit er überläuft und Gas auf seinen Partner ergießt.
2. Über 26.000 Jahre entweichen 1,2 Sonnenmassen ins All. Der Neutronenstern verschluckt nur 0,00072 Sonnenmassen, genug, um ihn auf eine Umdrehung alle 79 Millisekunden zu beschleunigen. Die Bahn schrumpft auf 1,9 Stunden.
3. Seines gesamten Wasserstoffs beraubt, explodiert der Stern als Supernova und hinterlässt einen zweiten Neutronenstern. Bei einer Bahngeschwindigkeit von fast 800 km/s könnte nur ein ungewöhnlich großer Stoß – ein Rückstoß, den die Explosion dem neugeborenen Neutronenstern versetzen kann – das Paar auseinanderreißen.
4. Die Explosion bläst etwa eine Sonnenmasse Gas fort. Zwei Neutronensterne bleiben, auf einer weiteren, gestreckten Bahn von 4,4 Stunden, und verschmelzen 220 Millionen Jahre später.

Wo die Vorhersage brechen könnte

Das schwächste Glied ist laut den Autoren, wie viel Drehimpuls, die „Menge an Drehung“ der Bahn, das entweichende Gas mitnimmt. In einer von sieben Modellvarianten bildet das verlorene Gas eine Scheibe um beide Sterne, und das Paar verschmilzt vor der zweiten Supernova. In den sechs anderen bilden sich zwei Neutronensterne, die schließlich verschmelzen, zwischen 175 Millionen und 7,9 Milliarden Jahre später.

DGL-3 liegt etwa 60.600 Parsec entfernt – rund 200.000 Lichtjahre (ein Parsec sind etwa 3,26 Lichtjahre). Wäre er 60- bis 600-mal näher, innerhalb von 100 bis 1.000 Parsec, würden Gravitationswellen-Observatorien für niedrige Frequenzen wie LISA ihn nachweisen, merken die Autoren an.