Galaktisches Zentrum: Erster Doppelstern bei Sgr A* entdeckt
Es gibt zahlreiche unterschiedliche Arten von Sternhaufen, die sich nicht nur visuell, sondern auch in ihren Eigenschaften grundlegend unterscheiden. Zum Beispiel gibt es offene oder kompakte Sternhaufen. Die Plejaden im Sternbild Stier sind wohl einer der prominentesten Vertreter für einen offenen Sternhaufen. Im Sternbild Kiel des Schiffs befindet sich hingegen der kompakte Haufen Westerlund 2. Darin tummeln sich junge Hauptreihensterne, insbesondere massereiche, große und heiße Repräsentanten der Spektralklasse O. Es gilt als sehr wahrscheinlich, dass von diesen jeder mindestens einen Begleiter hat. Die Multiplizität für massereiche O- und B-Sterne liegt üblicherweise bei mindestens 2.
Dichtes Gedränge im galaktischen Zentrum
Ganz allgemein lässt sich festhalten, dass die Frage nach der Multiplizität eines Sternsystems, und konsequenterweise auch eines Sternhaufens, über viele Regionen des Milchstraßensystems hinweg recht zuverlässig beantwortet werden kann. Doch es gibt eine Region, die sich wenig um großräumig bestätigte Theorien zur Sternentstehung kümmert. Die Rede ist vom Zentrum unserer Galaxis. Genauer gesagt: von dem sogenannten nuklearen Sternhaufen (englisch: nuclear star cluster, NSC) und dem darin gelegenen Schwarzen Loch von etwa vier Millionen Sonnenmassen. Dieses wird mit der kompakten Radioquelle Sagittarius A* (Sgr A*) assoziiert; die Bezeichnung wird üblicherweise für das Schwarze Loch selbst verwendet.
Der nukleare Sternhaufen im Zentrum unseres Milchstraßensystems beherbergt mehrere Millionen Sterne in einer Region von nur etwas mehr als drei Lichtjahren Durchmesser. Zum Vergleich: Der unseres Sonnensystems innerhalb des Einflussgebiets der Sonne, der sogenannten Heliosphäre, beträgt etwa 200 Astronomische Einheiten (etwa 60 Milliarden Kilometer) – das entspricht etwa 0,006 Lichtjahren. Würde man die Sterndichte des NSC auf diesen Maßstab übertragen, würden sich in einem Volumen von der Größe unseres Sonnensystems rund 2000 Sterne tummeln.
Unsere Galaxis ist nicht die einzige mit einem nuklearen Sternhaufen. Je nach Auflösungsvermögen lassen sich in einem Großteil der beobachtbaren Spiralgalaxien derart dichte Ansammlungen von Sternen nachweisen, die oft mit einem extrem massereichen Schwarzen Loch koexistieren.
Eine unerklärliche Jugend
Ein weiterer interessanter Aspekt des nuklearen Sternhaufens ist, dass er sich kinematisch – also anhand der Bewegungen seiner Komponenten – in verschiedene Strukturen aufteilen lässt. So rasen einige Sterne im direkten Umfeld des Schwarzen Lochs, weniger als 0,2 Lichtjahre von diesem entfernt, mit Geschwindigkeiten von Hunderten bis Tausenden Kilometern in der Sekunde durchs All (siehe »Auf Tuchfühlung«). Genau diese Schnellläufersterne befinden sich im sogenannten S‑Haufen, einer der inneren Strukturen des galaktischen NSC. Auch hier finden sich sehr junge und massereiche Exemplare der Spektralklasse B. Das ist überraschend, denn aufgrund der extremen kinematischen Bedingungen sollten dort eigentlich keine klassischen Sternentstehungsprozesse stattfinden.
Daraus ergibt sich eine grundlegende Frage: Die Sterne müssen in ausreichender Entfernung zu Sgr A* entstanden und anschließend in ihre heutige Position gewandert sein. Doch die Zeit, die sie benötigen, um von einem Ursprungsort außerhalb des Sternhaufens in dessen Inneres zu migrieren, passt nicht mit dem Alter der S-Haufen-Mitglieder zusammen – Sterne der Spektralklasse B werden nur wenige Millionen Jahre alt. Die berechneten Migrationszeitskalen liegen dagegen um bis zu drei Zehnerpotenzen darüber. Die Sterne im S-Haufen müssten demnach allesamt deutlich älter sein. Es besteht offensichtlich eine Diskrepanz zwischen der Theorie und der Beobachtung – das Phänomen ist auch als das »Paradox of Youth« (zu Deutsch etwa: Paradoxon der jungen Sterne) bekannt.
Noch rätselhafter ist der Umstand, dass innerhalb des mehrere Millionen Sterne umfassenden NSC nur fünf Doppelsysteme identifiziert werden konnten. Und im S-Sternhaufen mit seinen jungen und massereichen B-Sternen wurde bislang sogar kein einziges Doppelsystem nachgewiesen. Dieser Umstand verblüfft und bedarf eines genaueren Blicks.
Ein kosmisches Labor vor der Haustür
Aufgrund der geringen Entfernung von rund 27 000 Lichtjahren bieten »unser« NSC und Sgr A* eine besonders günstige Gelegenheit, das Zusammenspiel von massereichen Schwarzen Löchern mit den umgebenden Sternhaufen zu untersuchen. Mehrere Jahrzehnte lang wurde die Region mit einer Vielzahl von Instrumenten und Teleskopen über einen sehr breiten Bereich des elektromagnetischen Spektrums beobachtet. Dadurch lassen sich dynamische Vorgänge und die Wechselwirkungen des Schwarzen Lochs mit seiner Umgebung abbilden, die in anderen Regionen kaum zugänglich wären.
Eines dieser Instrumente ist der Spektrograf für Integralfeldbeobachtungen im Nahinfrarot, kurz SINFONI, am Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte ESO. Dieser war in den Jahren 2005 bis 2019 in Betrieb und lieferte neben Bildern auch Spektren. Eine Besonderheit ist, dass jedes Pixel eines Bildes ein zugehöriges Spektrum bereitstellt. In diesem Zusammenhang wird daher auch von 3D-Datenwürfeln gesprochen. Ein solcher Kubus enthält neben zwei räumlichen auch eine spektrale Dimension.
Aufgrund der sehr hohen räumlichen und spektroskopischen Auflösung eignen sich vor allem die SINFONI-Daten für eine Analyse des S‑Sternhaufens. Eine entsprechende Arbeit wurde im Dezember 2024 im Fachjournal »Nature« veröffentlicht. Dabei warf ein bereits im Jahr 2019 identifiziertes Objekt mit der Bezeichnung D9 viele Fragen auf. Es gehört zur Gruppe der sogenannten G‑Objekte, einer Klasse ungewöhnlicher Infrarotquellen im Zentrum unserer Galaxis. Sie ähneln Gaswolken (englisch: gas clouds), daher das Präfix »G«, verhalten sich im Orbit um Sgr A* aber wie kompakte Sterne. Während einige Forschungsgruppen noch junge Sternsysteme dahinter vermuten, gehen andere von bereits miteinander verschmolzenen aus. Als sicher gilt: Es handelt sich nicht um Hauptreihensterne – das zeigen ihre spektralen Eigenschaften, die mit SINFONI detailliert dokumentiert werden konnten.
D9 folgt, wie auch sämtliche andere G-Objekte, einer stabilen Umlaufbahn gemäß den Keplerschen Gesetzen. Genauer: Es bewegt sich auf dem absteigenden Teil seines Orbits um Sgr A*. Das bedeutet, dass es auf den Punkt der größten Entfernung zum Schwarzen Loch auf seiner Bahn zusteuert. Dieser Punkt heißt Apastron. Nach dem zweiten Keplerschen Gesetz bewegen sich Objekte langsamer, je weiter sie sich vom Massenzentrum entfernen. Tatsächlich weist D9 nur eine Eigenbewegung von etwa 250 Kilometern pro Sekunde auf. Angesichts der Geschwindigkeiten einiger S-Sterne im direkten Umfeld des Schwarzen Lochs von mehreren Tausend Kilometern pro Sekunde ist es also »eher langsam« unterwegs.
Im Spektrum, das aus kombinierten Datensätzen aus den Jahren 2005 bis 2019 besteht, zeigten sich auffällige Unregelmäßigkeiten. Es schien, als würden die Emissionslinien im Lauf der Beobachtung im Spektrum hin und her springen – ein Indiz für ein Doppelsternsystem. Denn umkreisen sich zwei Sterne gegenseitig, ändern sich ihre Geschwindigkeiten entlang der Sichtlinie zum Beobachter ständig, sofern die Bahnebene nicht senkrecht zur Blickrichtung steht. Dadurch verschieben sich ihre individuellen Spektrallinien aufgrund des Dopplereffekts periodisch zu kürzeren und längeren Wellenlängen. Besonders deutlich zeigte sich dieses Verhalten in der Brγ-Emissionslinie des Wasserstoffs. Diese gehört zur sogenannten Brackett-Serie und liegt bei einer Ruhewellenlänge von etwa 2,16 Mikrometern im Nahinfrarot. Da jedoch nur ein Kubus pro Jahr zur Verfügung stand, in dem die Daten zahlreicher Beobachtungsnächte eines Jahres kombiniert waren, ließ sich das Objekt nicht zufriedenstellend auflösen. Das Signal verlor dadurch an Schärfe. Der entscheidende Einfall klingt trivial und kam dem Autor dieser Zeilen während des Heimwegs auf dem Fahrrad: Es sollten alle Beobachtungen einer Nacht einzeln untersucht werden.
»Ich dachte, dass ich bei meiner Auswertung einen Fehler gemacht hatte, aber das Muster erstreckte sich über etwa 15 Jahre. Damit war klar, dass es sich tatsächlich um den ersten im S-Cluster beobachteten Doppelstern handelt.«Florian Peißker, Astronom
Der verborgene Doppelstern
Erst durch die einzelnen Analysen der dopplerverschobenen Brγ‑Linie aus sämtlichen verfügbaren Beobachtungsnächten in den Jahren 2005 bis 2019 konnte der anfängliche Verdacht bestätigt und die Anwesenheit eines Doppelsternsystems im S-Sternhaufen belegt werden (siehe »Doppelstern D9 am Schwarzen Loch«). »Ich dachte, dass ich bei meiner Auswertung einen Fehler gemacht hatte, aber das Muster erstreckte sich über etwa 15 Jahre. Damit war klar, dass es sich tatsächlich um den ersten im S-Cluster beobachteten Doppelstern handelt«, so der Autor gegenüber der ESO. Die periodische Verschiebung der Emissionslinien deutet auf eine Umlaufzeit des Begleitsterns um die Hauptkomponente von 372 Tagen hin. Die beiden Sterne umrunden sich in einem mittleren Abstand von 1,59 Astronomischen Einheiten, also dem 1,59-Fachen des mittleren Abstands der Erde zur Sonne.
Mehr noch: Aus der spektralen Energieverteilung – also wie sich die von einem astronomischen Objekt abgestrahlte Energie auf verschiedene Wellenlängen oder Frequenzen verteilt – kann auf das Alter des Systems geschlossen werden. Der Vergleich mit theoretischen Entwicklungsmodellen zeigt, dass D9 etwa 2,7 Millionen Jahre alt ist. Das Paar ist im Infrarotbereich heller als ein gewöhnlicher Hauptreihenstern derselben Temperatur. Vermutlich ist es noch von einer Hülle aus Staub und Gas aus seiner Entstehungszeit umgeben. D9 ist damit noch nicht auf der Hauptreihe angekommen, sondern befindet sich im Stadium eines massereichen Vorhauptreihensterns. Die jedoch im Vergleich zu anderen Objekten des S-Haufens geringe Helligkeit im mittleren Infrarotbereich lässt darauf schließen, dass die mit D9 assoziierte Staubhülle durch Wechselwirkungen mit der unmittelbaren Umgebung bereits weitgehend zerstört wurde. Dies hängt möglicherweise mit dem Begleitstern zusammen, denn die Auflösung einer gemeinsamen Staubhülle ist eine typische Folgeerscheinung der Entwicklung eines engen Doppelsternsystems.
Zu der Entdeckung trug interessanterweise nicht allein die Analysemethode bei – auch die besonderen Eigenschaften des Systems spielten eine entscheidende Rolle. Durch die geringe Eigenbewegung von D9 auf dem absteigenden Ast seines Orbits um Sgr A* sind die Unsicherheiten des periodischen Signals relativ gering. D9 ist damit nicht nur das erste Doppelsternsystem im S-Sternhaufen, sondern auch das erste in der Nähe eines extrem massereichen Schwarzen Lochs überhaupt.
Im Griff der Gezeiten
Es ist kein Zufall, dass D9 der erste nachgewiesene Vertreter seiner Klasse ist; das liegt vor allem an den vergleichsweise günstigen Beobachtungsbedingungen. Wir können von Glück sprechen, das System genau zum richtigen Zeitpunkt erwischt zu haben, denn noch befindet es sich in einem stabilen Zustand. Wie sich ein Doppelsternsystem wie D9 unter dem Einfluss eines dritten massereichen Himmelskörpers entwickelt, beschreibt der von-Zeipel-Lidov-Kozai-Effekt. Dabei kommt es zu periodischen Änderungen der Bahnparameter des Sternpaares, den sogenannten Kozai-Oszillationen.
Infolge der Wechselwirkungen mit Sgr A* ändert sich die Form (Exzentrizität) und Neigung (Inklination) der Umlaufbahn des D9-Systems fortlaufend. Dadurch nähern sich beide Sterne immer weiter an. Es lässt sich berechnen, dass die Kozai-Oszillationen den ursprünglichen Orbit des Doppelsternsystems bereits so stark beeinflusst haben, dass beide Sterne in weniger als einer Million Jahren miteinander verschmelzen werden. Durch die Dichte des S-Haufens und die Anwesenheit von Staub und Gas kann es zusätzlich zu dynamischen Reibungseffekten kommen, was die Lebensdauer des Paares weiter verkürzt. Damit liefert das D9-System gleichzeitig auch eine Erklärung dafür, warum im S-Haufen weniger Doppelsterne entdeckt wurden als bislang erwartet. In der extremen Umgebung von Sgr A* bestehen Paare aus Sternen offenbar höchstens eine Million Jahre stabil. »In kosmischen Maßstäben haben wir nur ein kurzes Zeitfenster, um ein solches Doppelsternsystem zu beobachten – und uns ist es gelungen«, erklärt Co-Autorin Emma Bordier gegenüber der ESO.
Neuere Beobachtungsdaten aus den Jahren 2023 und 2024 mit dem ERIS-Instrument am VLT, einem Nachfolger von SINFONI, zeigen es weiterhin intakt auf einer Keplerbahn um Sgr A*. Damit konnte die Umlaufzeit noch einmal präzisiert werden. Sie beträgt demnach 427,67 Jahre, was einer Abweichung zur vorherigen Bestimmung von nur 1,63 Prozent entspricht. Trotz der Kollisionsgefahr beider D9-Komponenten durch den von-Zeipel-Lidov-Kozai-Effekt gibt es keine Anzeichen für eine Verschmelzung in naher Zukunft. Von 2025 bis 2027 droht jedoch Verwechslungsgefahr: Während dieser Zeit begegnen sich das staubreiche Objekt D2 und D9 scheinbar am Himmel und können möglicherweise nicht mehr klar getrennt werden (siehe »Baldige Begegnung«).
»In kosmischen Maßstäben haben wir nur ein kurzes Zeitfenster, um ein solches Doppelsternsystem zu beobachten – und uns ist es gelungen!«Emma Bordier, Astronomin
Rätselhafter Ursprung
Offen bleibt jedoch noch die Frage nach dem Ursprung der jungen Sternpopulation im S-Haufen, zu der auch das D9-System gehört. Wir erinnern uns: Die Bildung von neuen Sternen sollte in diesem Teil der Galaxis kaum möglich sein. Sterne könnten also auch auf andere Weise entstehen. »Schwarze Löcher sind nicht so zerstörerisch, wie wir dachten«, so der Autor in einer Pressemitteilung der ESO.
Mit Simulationen konnte gezeigt werden, dass eine Molekülwolke mit mehreren 100 Sonnenmassen, die in den nuklearen Sternhaufen hineinwandert, durch die Wechselwirkung mit Sgr A* »spaghettifiziert« wird. Dabei werden Staub und Gas innerhalb der Wolke komprimiert, wodurch mannigfach Sterne entstehen. Sie sind nicht nur sehr jung, sondern bilden auch häufig Doppel- und Dreifachsysteme. Zumindest bei Letzteren ist davon auszugehen, dass sie aufgrund ihrer geringen Stabilität im Gravitationsfeld von Sgr A* schnell zerstört werden. Eine weitere Möglichkeit besteht darin, dass ein massereicher Sternhaufen in den NSC migriert ist. In diesem, abgeschirmt von den direkten Einflüssen des zentralen Schwarzen Lochs, könnten sich dann neue Sterne bilden. Ein möglicher Kandidat dafür ist der bereits in den 1990er-Jahren entdeckte Sternhaufen IRS 13.
Aus beiden Prozessen, sowohl bei der verdichteten Molekülwolke als auch bei dem migrierenden Sternhaufen, gehen Sterne hervor, die tendenziell eine höhere Masse als unsere Sonne aufweisen. Das trifft auch auf das Objekt D9 zu. Das Doppelsternsystem bringt es auf etwas weniger als die vierfache Sonnenmasse, wobei 2,80 Sonnenmassen auf die primäre, D9a genannte Komponente und 0,73 Sonnenmassen auf D9b entfallen. Diese Massenangaben gelten unter der Annahme, dass das System genau von der Seite betrachtet wird. Innerhalb der Messunsicherheiten der Masse aufgrund der Bahnneigung des Doppelsternsystems sind sie mit der bestimmten Gesamtmasse von 3,86 Sonnenmassen vereinbar.
»Schwarze Löcher sind nicht so zerstörerisch, wie wir dachten.«Florian Peißker, Astronom
Zusammen mit dem geringen Alter von nur wenigen Millionen Jahren spricht dies für eine Einordnung des Hauptobjekts als ein sogenannter Herbig-Ae/Be‑Stern. Die Bezeichnung geht auf den US‑amerikanischen Astronomen George Herbig zurück, der diese Klasse junger Sterne in den 1960er-Jahren systematisch untersuchte und definierte. Während A und B für die Spektralklassen stehen, bedeutet der angehängte Buchstabe e, dass im Spektrum Emissionslinien auftreten. Ein Herbig-Ae/Be-Stern befindet sich noch im Wachstum und bezieht seine Energie nicht aus der Kernfusion. Vielmehr ist hier Kompression am Werk: Der werdende Stern zieht sich unter der Wirkung seiner eigenen Schwerkraft zusammen, während sein Inneres immer heißer wird. Interessanterweise weisen fast 80 Prozent aller beobachteten Sterne dieser Klasse einen stellaren Begleiter auf. Der Partner von D9 ist ein sogenannter T-Tauri-Stern, ebenfalls ein junges stellares Objekt, das etwas langsamer Materie akkretiert. T-Tauri-Sterne sind eher massearm mit einem maximalen Alter von etwa einer Million Jahren. Sie entwickeln sich anschließend zu Hauptreihensternen.
Ein Fund mit weitreichenden Folgen
Für die Forschung eröffnet die Existenz eines Doppelsternsystems in der Nähe von Sgr A* neue Perspektiven: Zum einen gilt es als sehr wahrscheinlich, dass in der nahen Zukunft mehr Doppelsterne im nuklearen Sternhaufen gefunden werden. Zum anderen gibt es offenbar Lücken in den gängigen Theorien zur Sternentstehung in extremen Umfeldern wie der Nähe zu einem massereichen Schwarzen Loch. Diese Lücken zu schließen, bringt uns einen Schritt näher an Prozesse heran, die sich in den Zentren unzähliger Galaxien abspielen.
»Es scheint plausibel, dass der Nachweis von Planeten im galaktischen Zentrum nur eine Frage der Zeit ist.«Florian Peißker, Astronom
Zu guter Letzt ergibt sich auch eine überraschende Möglichkeit: Durch die Anwesenheit eines Doppelsterns kann auch die Existenz von Planeten in der Nähe von Sgr A* nicht ausgeschlossen werden, da sich diese üblicherweise in relativer Nähe zu ihrem Zentralgestirn bilden. Es ist zwar spekulativ, doch die Entdeckung eines Systems im nuklearen Sternhaufen, das aus einem Stern und einem Planeten besteht, wäre wohl eine Sensation. Es scheint plausibel, dass der Nachweis von Planeten im galaktischen Zentrum nur eine Frage der Zeit ist.