Das James-Webb-Weltraumteleskop hat im Drachenbogen 104 kurzzeitige Aufhellungsereignisse katalogisiert und damit den bisherigen Rekord von 44 in derselben Galaxie deutlich übertroffen. Möglich macht das eine Gravitationslinse: Der Galaxienhaufen Abell 370 verstärkt das Licht der fernen Galaxie, während Sterne im Haufen zusätzliche winzige Linsenstrukturen erzeugen. Wenn ein ferner Überriese eine solche Mikrokaustik passiert, kann er für kurze Zeit hunderte bis tausende Male heller erscheinen. Die 104 Einträge sind Ereigniskandidaten, keine 104 spektroskopisch bestätigten, verschiedenen Einzelsterne.
Der Drachenbogen gehört zu den auffälligsten Beispielen dafür, wie stark Gravitation das Licht ferner Galaxien verändern kann. Hinter dem Galaxienhaufen Abell 370 liegt eine Hintergrundgalaxie, deren Licht auf dem Weg zur Erde durch das Schwerefeld des Haufens abgelenkt wird. Statt als gewöhnliches, kleines Galaxienbild erscheint sie als langgezogener, gekrümmter Lichtbogen. Die Hintergrundgalaxie liegt bei einer Rotverschiebung von etwa z = 0,725. Das bedeutet, dass ihr Licht durch die Expansion des Universums deutlich zu längeren Wellenlängen verschoben wurde. Phys.org beziffert die Zeit, die dieses Licht bis zur Erde unterwegs war, auf rund 6,5 Milliarden Jahre; die Fachstudie selbst beschreibt die Entfernung vor allem über die Rotverschiebung.
Als „Drache“ wird die ferne Hintergrundgalaxie bezeichnet; der Name bezieht sich auf den auffälligen Bogen, den ihr verzerrtes Bild bildet. Der Galaxienhaufen Abell 370 liegt mit z = 0,375 näher an der Erde und wirkt als kosmische Vordergrundlinse. Seine Gesamtmasse lenkt Lichtstrahlen aus unterschiedlichen Bereichen der Hintergrundgalaxie verschieden stark ab. Dadurch wird das Bild nicht nur vergrößert, sondern auch verzerrt und teilweise mehrfach abgebildet. Der Drachenbogen ist seit 1987 bekannt; die neue Untersuchung entdeckt ihn also nicht erneut. Sie nutzt vielmehr seine besondere Geometrie, um einzelne kurzzeitige Helligkeitsereignisse statistisch auszuwerten. Ein verwandtes Prinzip erzeugt die ring- oder kreuzförmigen Bilder anderer Gravitationslinsen, etwa die von Gaia gefundenen Einsteinkreuze.
Die großräumige Gravitationslinse des Galaxienhaufens ist nur die erste Stufe. Die einzelnen Sterne im Haufen wirken zusätzlich als Mikrolinsen und verändern die Ablenkung des Lichts der Hintergrundgalaxie auf viel kleineren Skalen. Ihre zusätzliche Schwerkraft verändert die Linsenwirkung lokal und zerlegt die großräumige kritische Struktur in ein Netz winziger Mikrokaustiken. Eine solche Kaustik ist eine Grenze, an der die rechnerisch erwartete Vergrößerung besonders stark ansteigen kann. Bewegt sich ein Stern der Hintergrundgalaxie relativ zu diesem Netz über eine Mikrokaustik, verändert sich seine scheinbare Helligkeit abrupt.
Während des Übertritts können zwei besonders helle, durch die Linse erzeugte Teilbilder des Sterns zusammenfallen. Das Teleskop kann diese Bilder nicht getrennt auflösen. Es registriert deshalb einen punktförmigen Lichtüberschuss an der Stelle des Sterns. Nach dem Durchgang verschwinden die beiden hellsten Teilbilder wieder, und die scheinbare Helligkeit fällt auf das gewöhnliche, durch die große Linse bestimmte Niveau zurück. Der Stern selbst muss dabei weder explodieren noch seine innere Leuchtkraft verändern. Der Effekt entsteht durch die wechselnde Ablenkung und Bündelung seines Lichts auf dem Weg zur Erde.
Solche Ereignisse dauern typischerweise Tage bis Wochen. Besonders große Sterne können unter günstigen Bedingungen auch über Monate nachweisbar bleiben. Die Vergrößerung liegt häufig im Bereich von mehreren Hundert bis zu mehreren Tausend; das ist ein typischer Bereich für diese Art von Mikrolinsenereignis und keine einzeln für jeden der 104 Kandidaten gemessene Zahl. Ohne die zusätzliche Vergrößerung wären die Sterne in dieser Entfernung zu lichtschwach, um sie einzeln aus dem Licht ihrer Heimatgalaxie herauszulösen. Sichtbar werden deshalb vor allem die leuchtkräftigsten Sterne, insbesondere Überriesen.
Das internationale Team um José María Palencia vom Instituto de Física de Cantabria wertete dafür Aufnahmen der Nahinfrarotkamera NIRCam des James-Webb-Weltraumteleskops aus. Die Auswertung ist in einem Fachartikel in Astronomy & Astrophysics beschrieben. Die Daten stammen aus mehreren Beobachtungsprogrammen und umfassen Aufnahmen aus den Jahren 2022 bis 2024. Verwendet wurden vier Filter mit den Bezeichnungen F150W, F182M, F200W und F210M. Die Filter erfassen unterschiedliche Bereiche des nahen Infrarots. Damit lässt sich nicht nur erkennen, ob an einer Position die Helligkeit schwankt, sondern bei ausreichend deutlichen Messungen auch die Farbe des Ereignisses vergleichen.
Der entscheidende Schritt bestand darin, nicht nur zwei beliebige Aufnahmen voneinander abzuziehen. Für jede Beobachtungsepoche erstellten die Forschenden ein Referenzbild aus dem Median der übrigen Aufnahmen desselben Filters. Ein kurzzeitiger Lichtausbruch, der nur in einer Epoche auftritt, wird in diesem Referenzbild weitgehend herausgemittelt. Beim Vergleich bleibt an seiner Position ein positiver oder negativer Rest zurück. Solche punktförmigen Abweichungen können auf ein Mikrolinsenereignis hinweisen. Vor dem Vergleich glichen die Forschenden außerdem Unterschiede in der Bildschärfe und in der Ausrichtung aus, damit Veränderungen der Kameraabbildung nicht fälschlich wie echte Helligkeitsänderungen aussehen.
Auch die natürliche Helligkeitsstruktur der Galaxie musste berücksichtigt werden. Im hellen Zentrum und in kompakten Sternentstehungsregionen schwankt das gemessene Licht stärker als in ruhigeren Bereichen. Solche Schwankungen könnten fälschlich als zusätzliche Sternereignisse erscheinen. Als Vergleich diente deshalb ein weiterer, nahe gelegener Bildbereich derselben Hintergrundgalaxie, der „Kopf des Drachen“. Er besitzt eine ähnliche Oberflächenhelligkeit, liegt aber weit genug von der kritischen Kurve entfernt, dass dort keine entsprechenden Mikrolinsenereignisse erwartet werden. Die dort gemessenen Helligkeitsschwankungen halfen, die normale Streuung und damit die Nachweisgrenze zu bestimmen.
Über alle Beobachtungsepochen und Filter hinweg registrierten die Algorithmen zunächst 224 Detektionen. Darin steckten jedoch Wiederholungen: Dasselbe Ereignis konnte in mehreren Filtern oder in aufeinanderfolgenden Aufnahmen erscheinen. Nach dem Zusammenführen solcher Mehrfachfunde blieb ein Katalog von 104 einzigartigen Ereigniskandidaten. Der vorherige Rekord lag bei 44 Detektionen in derselben Galaxie. Die neue Stichprobe ist damit mehr als doppelt so groß und nach Angaben der Autoren die bislang größte Sammlung stark vergrößerter Sternkandidaten innerhalb einer einzelnen Galaxie.
Die Zahl darf dennoch nicht als Liste von 104 sicher identifizierten, verschiedenen Sternen verstanden werden. Die Studie katalogisiert 104 Ereignisse beziehungsweise Kandidaten. Wenn an derselben Himmelsposition in mehreren Filtern oder Beobachtungszeiten ein Lichtüberschuss auftritt, lässt sich nicht immer entscheiden, ob ein Stern über längere Zeit sichtbar blieb oder ob mehrere Sterne an fast derselben Position nacheinander aufleuchteten. Dafür wären eine genauere spektrale Analyse und idealerweise Spektren der Einzelobjekte nötig. Solche Spektren lagen dem Team nicht vor. Webb hat deshalb keine 104 Einzelsterne als getrennte Objekte fotografiert, sondern punktförmige Helligkeitsänderungen in den Bildern identifiziert und statistisch gruppiert.
Mit der großen Zahl der Kandidaten lassen sich erstmals nicht nur einzelne Ausreißer betrachten, sondern auch Eigenschaften der hellsten Sterne in der fernen Galaxie statistisch untersuchen. Dafür verglichen die Forschenden die Farben jener Ereignisse, die in mindestens zwei Filtern mit einer Signifikanz von mindestens fünf Sigma nachweisbar waren. Die Messungen passen zu ungefähr gleich vielen blauen und roten Überriesen. Hinzu kommt eine kleinere Gruppe gelblicher Kandidaten, deren Farben zu Temperaturen um etwa 6.000 Kelvin passen. In diese Gruppe könnten beispielsweise Cepheiden oder gelbe Überriesen fallen.
Blaue Überriesen sind sehr heiß und geben einen größeren Teil ihres Lichts bei kürzeren Wellenlängen ab. Rote Überriesen sind kühler und leuchten stärker im langwelligen Bereich. Das Verhältnis zwischen beiden Gruppen liefert deshalb Hinweise auf die Sternpopulation einer Galaxie. Ein annähernd ausgeglichenes Verhältnis passt zu einem System, das bereits eine gewisse Entwicklung durchlaufen hat, in dem aber weiterhin Sterne entstehen. Eine sehr junge Population oder eine andere Verteilung der Sternmassen könnte ein anderes Verhältnis hervorbringen. Die Beobachtung liefert damit einen Zugang zu einer Epoche der Galaxienentwicklung, in der normale Einzelsterne wegen ihrer großen Entfernung sonst kaum direkt zu untersuchen wären.
Die Farbbilanz ist allerdings keine vollständige Altersbestimmung. Staub zwischen den Sternen und dem Beobachter kann blaues Licht stärker abschwächen und einen Stern röter erscheinen lassen. Die Autoren weisen darauf hin, dass dieser Effekt das beobachtete Verhältnis etwas in Richtung roter Sterne verschieben kann. Da nicht für jeden Kandidaten mehrere ausreichend genaue Farbmessungen vorliegen, lässt sich die Staubwirkung nicht für jedes Ereignis einzeln korrigieren. Auch ohne Spektren bleibt die Einordnung daher eine Interpretation der Farben und keine sichere Klassifikation jedes Sterns. Trotzdem ist die Stichprobe groß genug, um Modelle der Sternpopulation mit einer zuvor fehlenden Beobachtungsgröße zu vergleichen.
Entlang des Drachenbogens sind die Positionen der 104 Kandidaten nicht zufällig verteilt. Sie häufen sich in Bereichen, in denen die Vergrößerung durch die Gravitationslinse besonders stark ist. Die Forschenden erstellten deshalb eine räumliche Karte der Ereignisdichte und setzten sie in Beziehung zur Helligkeit des Bogens. Die Normierung an der lokalen Oberflächenhelligkeit soll berücksichtigen, dass in helleren Regionen von vornherein mehr Sterne liegen und deshalb auch mehr Ereignisse zu erwarten sind. Die verbleibenden Häufungen markieren Bereiche, in denen die Linsenwirkung besonders stark ist.
Damit lässt sich die Lage der kritischen Kurve eingrenzen. Diese Kurve gehört zum Modell der großen Gravitationslinse und kennzeichnet im Bildbereich die Grenze, an der die Vergrößerung stark ansteigt. Die Ereignisse liefern somit eine zusätzliche, empirische Spur für die Struktur des Linsensystems. An einigen Stellen stimmen die aus der Ereignisdichte abgeleiteten Maxima gut mit bestehenden Linsenmodellen überein, an anderen gibt es Abweichungen. Solche Unterschiede können auf Ungenauigkeiten im Modell hinweisen, aber auch auf zusätzliche Strukturen im Galaxienhaufen oder auf Veränderungen der Sternverteilung innerhalb der Hintergrundgalaxie.
Zusätzlich bestimmten die Autoren die Steigung der Leuchtkraftfunktion am hellen Ende. Diese Funktion beschreibt, wie viele Sterne einer bestimmten Helligkeit in einer Population vorkommen. Für den Drachenbogen ergibt sich eine Steigung von β = 2,18, mit einer Unsicherheit von +0,20 und −0,30. Der Wert ist wichtig, weil die Verteilung der hellsten Sterne beeinflusst, wie viele Ereignisse bei unterschiedlichen Vergrößerungen überhaupt sichtbar werden. Sie bestimmt damit auch, wie die beobachteten Ereignisse über den Bogen verteilt sein sollten. Die Stichprobe ermöglicht es erstmals, diese Größe für ein einzelnes stark gelinste Galaxiensystem auf Basis einer größeren Zahl kurzzeitiger Sternereignisse einzuschränken.
Die räumliche Verteilung könnte auch Hinweise auf die Dunkle Materie im Vordergrundhaufen enthalten. Dafür verglichen die Forschenden die Ereigniszahlen auf beiden Seiten der kritischen Kurve. In der Auswertung des verwendeten Linsenmodells zeigt sich nahe der Kurve auf der Seite positiver Parität ein Rückgang der Ereignisse. Auf der Seite negativer Parität bleibt dagegen eine Population erhalten; bei mittleren Vergrößerungen gibt es dort zudem eine leichte Häufung. Die Parität beschreibt vereinfacht, wie das Linsenbild lokal orientiert ist. Entscheidend ist hier nicht ein einzelner heller Punkt, sondern ein Unterschied in der statistischen Verteilung vieler Ereigniskandidaten.
Ein solches Muster passt qualitativ zu Modellen der sogenannten Fuzzy Dark Matter. Dabei handelt es sich um eine hypothetische Form Dunkler Materie aus extrem leichten Teilchen, deren Verhalten auf großen Skalen wellenartige Eigenschaften zeigen könnte. Die damit verbundenen Dichteschwankungen würden die Linsenwirkung zusätzlich verändern und könnten die Wahrscheinlichkeit von Mikrolinsenereignissen auf den beiden Seiten der kritischen Kurve unterschiedlich beeinflussen. Die Autoren bezeichnen die beobachtete Asymmetrie jedoch ausdrücklich nur als interessanten Hinweis, nicht als entscheidenden Test. Die Daten belegen weder die Existenz dieser Teilchen noch eine bestimmte Teilchenmasse.
Es gibt mindestens zwei andere Erklärungen, die das Muster ebenfalls zulassen. Auch bei der üblichen kalten Dunklen Materie können die Stern-Mikrolinsen auf der Seite negativer Parität mehr Ereignisse erzeugen. Außerdem ist die genaue Lage der kritischen Kurve nicht perfekt bekannt. Schon eine Verschiebung dieser Linie im Linsenmodell könnte eine ähnliche Asymmetrie vortäuschen. Gerade im Drachenbogen unterscheiden sich die Vorhersagen verschiedener Modelle teilweise deutlich. Die Forschenden benötigen deshalb präzisere Linsenmodelle und weitere stark vergrößerte Galaxien, bevor sich der Hinweis belastbar zwischen den möglichen Erklärungen unterscheiden lässt. Welche anderen Wege die Astronomie zur Suche nach Dunkler Materie nutzt, zeigt auch ein FuW-Beitrag über eine neue Beobachtungsmethode für Dunkle Materie.
Die Methode lässt sich grundsätzlich auf weitere Galaxien übertragen, deren Licht durch massive Vordergrundhaufen stark vergrößert wird. Häufigere Beobachtungen könnten einzelne Helligkeitsverläufe besser erfassen und klären, ob wiederholte Signale von demselben Stern stammen. Größere Stichproben aus mehreren Linsensystemen würden außerdem zeigen, welche Muster tatsächlich typisch für bestimmte Dunkle-Materie-Modelle sind und welche nur aus Unsicherheiten eines einzelnen Linsenmodells entstehen. Bis dahin bleibt der Drachenbogen vor allem ein ungewöhnlich ergiebiges Labor: Seine Lichtpunkte helfen, die hellsten Sterne einer fernen Galaxie zu untersuchen und zugleich die feine Struktur der Gravitationslinse genauer zu vermessen.
J. M. Palencia et al., Astronomy & Astrophysics 714, A22, “The first statistical study of over 100 magnified stellar events at a redshift z ≈ 0.725 with JWST”; doi:10.1051/0004-6361/202660640
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