SS 433: Doppelstern-Mikroquasar


Animationscredit: DESY, Science Communication Lab

Beschreibung: SS 433 ist eines der exotischsten Sternsysteme, die wir kennen. Sein unscheinbarer Name entstand durch seinen Eintrag in einem Katalog von Milchstraßensternen, die eine für atomaren Wasserstoff charakteristische Strahlung aussenden. Sein auffälliges Verhalten stammt von einem kompakten Objekt – einem schwarzen Loch oder Neutronenstern –, um das sich eine Akkretionsscheibe mit Ausströmungen gebildet hat. Da die Scheibe und die Ausströmungen von SS 433 jenen um sehr massereiche schwarze Löcher in den Zentren ferner Galaxien ähneln, vermutet man, dass SS 433 ein Mikroquasar ist.

Dieses animierte Video basiert auf Beobachtungsdaten. Es zeigt einen massereichen, heißen, normalen Stern, der gemeinsam mit dem kompakten Objekt in einer Umlaufbahn gefangen ist. Zu Beginn des Videos sieht man, wie durch Gravitation Materie vom normalen Stern losgerissen wird, die auf eine Akkretionsscheibe fällt. Der Zentralstern stößt Strahlen aus ionisiertem Gas in entgegengesetzte Richtungen aus – mit jeweils etwa einem Viertel der Lichtgeschwindigkeit.

Im nächsten Abschnitt zeigt das Video eine Aufsicht auf die ausströmenden Strahlen, die eine Präzessionsbewegung ausführen und dabei eine sich ausdehnende Spirale erzeugen. Danach sieht man die sich ausbreitenden Strahlen aus noch größerer Entfernung nahe dem Zentrum im Supernovaüberrest W50.

Vor zwei Jahren fand man mithilfe der HAWC-Detektoranordnung in Mexiko unerwartet heraus, dass SS 433 Gammastrahlen mit ungewöhnlich hoher Energie (im TeV-Bereich) aussendet. Doch es gibt weitere Überraschungen: Eine aktuelle Analyse von Archivdaten des NASASatelliten Fermi zeigt eine Gammastrahlenquelle, die – wie man hier sieht – von den Zentralsternen getrennt ist, und die aus bisher unbekannten Gründen Gammastrahlenpulse mit einer Periode von 162 Tagen aussendet – das entspricht der Präzessionsperiode der Strahlen von SS 433.

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NGC 6357: Kathedrale der massereichen Sterne

Ein Mehrfachstern im offenen Haufen Pismis 24 gehört zu den massereichsten Sternen, die wir kennen.

Bildcredit: NASA, ESA und Jesús Maíz Apellániz (IAA, Spanien); Danksagung: Davide De Martin (ESA/Hubble)

Beschreibung: Wie massereich kann ein normaler Stern sein? Schätzungen anhand von Helligkeit, Entfernung und Standard-Sonnenmodellen ergaben, dass ein Stern im offenen Haufen Pismis 24 mehr als 200 Sonnenmassen besitzt. Das macht ihn zu einem der massereichsten Sterne, die wir kennen. Der Stern ist im Bild das hellste Objekt knapp über der Gaswolke.

Eine genaue Untersuchung von Bildern, die mit dem Weltraumteleskop Hubble aufgenommen wurden, zeigten jedoch, dass die gleißende Leuchtkraft des Pismis 24-1 nicht von einem einzelnen Stern stammt, sondern von mindestens dreien. Die einzelnen Sternkomponenten hätten immer noch jeweils fast 100 Sonnenmassen. Damit gehören sie zu den massereichsten Sternen, die derzeit bekannt sind.

Am unteren Bildrand entstehen im dazugehörigen Emissionsnebel NGC 6357 immer noch Sterne. Die energiereichen Sterne in der Nähe des Zentrums, das an eine gotische Kathedrale erinnert, brechen scheinbar aus und beleuchten einen atemberaubenden Kokon.

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BHB2007: Ein junger Doppelstern entsteht

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Bildcredit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), F. O. Alves et al.

Beschreibung: Wie entstehen Doppelsterne? Um das herauszufinden, fotografierte das Atacama Large Millimeter Array (ALMA) der ESO kürzlich eines der höchstaufgelösten Bilder, die je von einem Doppelsternsystem im Entstehungsstadium aufgenommen wurden.

Die meisten Sterne sind nicht alleine – sie entstehen typischerweise als Teil von Mehrfachsternsystemen, in denen jeder Stern um einen gemeinsamen Schwerpunkt kreist. Die beiden hellen Flecken auf diesem Bild sind kleine Scheiben, welche die entstehenden Protosterne in [BHB2007] 11 umgeben. Die brezelförmigen Ranken, die sie umgeben, bestehen aus Gas und Staub. Sie wurden durch Gravitation aus einer größeren Scheibe herausgezogen. Die zirkumstellaren Ranken, welche die Sterne umgeben, reichen ungefähr bis zum Radius der Neptunbahn.

Das BHB2007-System ist ein kleiner Teil des Pfeifennebels (auch bekannt als Barnard 59). Dieser ist ein fotogenes Netzwerk aus Staub und Gas, das im Sternbild Schlangenträger aus der Spiralscheibe der Milchstraße hervortritt. Der Entstehungsprozess des Doppelsterns sollte in wenigen Millionen Jahren abgeschlossen sein.

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Die außergewöhnliche Spirale in LL Pegasi

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Bildcredit: NASA, ESA, Hubble, HLA; Bearbeitung und Bildrechte: Domingo Pestana und Raul Villaverde

Beschreibung: Wie entstand die seltsame Spiralstruktur links oben? Das weiß niemand, doch sie steht wahrscheinlich im Zusammenhang mit einem Stern in einem Doppelsternsystem, der in die Phase eines planetarischen Nebels eintritt, bei der seine äußere Atmosphäre abgestoßen wird.

Die riesige Spirale hat die Breite von etwa einem Drittel eines Lichtjahrs, besteht aus vier oder fünf vollständigen Windungen und weist eine beispiellose Gleichmäßigkeit auf. Wenn man die Ausdehnungsrate des Spiralgases in Betracht zieht, entsteht etwa alle 800 Jahre eine neue Schicht, was ziemlich genau der Zeit entspricht, in der die beiden Sterne einander umkreisen.

Das Sternsystem, das sie erzeugte, wird meist als LL Pegasi, aber auch als AFGL 3068 bezeichnet. Die ungewöhnliche Struktur selbst wurde als IRAS 23166+1655 katalogisiert. Dieses Bild wurde in nahem Infrarotlicht mit dem Weltraumteleskop Hubble aufgenommen. Warum die Spirale leuchtet, ist selbst ein Rätsel, die führende Hypothese dazu besagt, dass sie das Licht naher Sterne reflektiert.

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NGC 1360: Der Wanderdrosseleiernebel

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Bildcredit und Bildrechte: Josep Drudis, Don Goldman

Beschreibung: Diese hübsche kosmische Wolke ist etwa 1500 Lichtjahre entfernt und erinnert in Form und Farbe an ein Wanderdrosselei. Der Nebel ist ungefähr 3 Lichtjahre groß und in das südliche Sternbild Chemischer Ofen sicher eingebettet. Er wird als planetarischer Nebel bezeichnet, stellt jedoch keinen Beginn dar, sondern geht mit einer kurzen Schlussphase in der Entwicklung eines alternden Sterns einher.

Auf diesem Teleskopbild sieht man den Zentralstern von NGC 1360, er ist als Doppelsternsystem bekannt, das wahrscheinlich aus zwei weißen Zwergsternen besteht, die weniger Masse als die Sonne besitzen, aber viel heißer sind. Die intensive und sonst unsichtbare Ultraviolettstrahlung der Zwergsterne hat die Elektronen der Atome im umgebenden Gasmantel abgestreift. Der überwiegend blaugrüne Farbton von NGC 1360 ist die starke Strahlung, die bei der Rekombination von Elektronen mit doppelt ionisierten Sauerstoffatomen entsteht.

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Der rote Rechtecknebel von Hubble

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Bildcredit: Hubble, NASA, ESA; Bearbeitung und Lizenz: Judy Schmidt

Beschreibung: Wie ist der ungewöhnliche Rote Rechtecknebel entstanden? Im Zentrum des Nebels befindet sich ein alterndes Doppelsternsystem, das zwar die Energie für den Nebel liefert, aber – bis jetzt – nicht seine Farben erklärt.

Die ungewöhnliche Form des Roten Rechtecknebels entstand wahrscheinlich durch einen dicken Staubwulst, der den normalerweise kugelförmigen Ausfluss in die Kegelformen drückt, die einander an der Spitze berühren. Weil wir den Staubring von der Seite sehen, scheinen die Begrenzungsränder der Kegelformen ein X zu bilden. Die ausgeprägten Sprossen lassen vermuten, dass der Ausfluss schubweise verläuft.

Die ungewöhnlichen Farben des Nebels sind jedoch weniger gut erklärbar, es gibt Vermutungen, dass sie teilweise von Kohlenwasserstoffmolekülen stammen, die sogar Bausteine für organisches Leben sein könnten.

Der Rote Rechtecknebel liegt ungefähr 2300 Lichtjahre entfernt im Sternbild Einhorn (Monoceros). Der Nebel ist hier sehr detailreich auf einem kürzlich überarbeiteten Bild des Weltraumteleskops Hubble abgebildet. Wenn in wenigen Millionen Jahren bei einem der Zentralsterne der Kernbrennstoff zur Neige geht, wird der Rote Rechtecknebel wahrscheinlich zu einem planetarischen Nebel aufblühen.

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Die außergewöhnliche Spirale in LL Pegasi

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Bildcredit: ESA, Hubble, R. Sahai (JPL), NASA

Beschreibung: Wie entsteht diese seltsame Spirale? Niemand weiß es, doch sie geht wahrscheinlich mit einem Stern in einem Doppelsternsystem einher, der die Phase eines planetarischen Nebels erreicht, bei der seine äußere Atmosphäre abgestoßen wird. Die riesige Spirale misst etwa ein drittel Lichtjahr und ist mit ihren vier oder fünf vollständigen Windungen unglaublich regelmäßig.

Angesichts der Ausdehnungsrate des Spiralgases erscheint etwa alle 800 Jahre eine neue Schicht, was in etwa der Zeit entspricht, in der zwei Sterne einander umkreisen. Das Sternsystem, das sie erzeugt, ist als LL Pegasi bekannt, aber auch als AFGL 3068. Die ungewöhnliche Struktur selbst wurde als IRAS 23166+1655 katalogisiert.

Dieses Bild wurde mit dem Weltraumteleskop Hubble in nahem Infrarotlicht fotografiert. Warum die Spirale leuchtet, ist ein weiteres Rätsel, am wahrscheinlichsten ist, dass sie das Licht naher Sterne reflektiert.

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Die außergewönhnliche Spirale von LL Pegasi

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Credit: ESA, Hubble, R. Sahai (JPL), NASA

Beschreibung: Was erzeugte die seltsame Spiralstruktur links? Das weiß niemand, wenngleich sie wahrscheinlich mit einem Stern in einem Doppelsternsystem in Bezug steht, der in die Phase eines planetarischen Nebels eintritt, bei der seine äußere Atmosphäre abgestoßen wird. Die riesige Spirale umfasst etwa ein Drittel eines Lichtjahres und besitzt bei immerhin vier oder fünf vollständigen Umdrehungen eine Regelmäßigkeit, die ihresgleichen sucht. Betrachtet man die Ausdehnungsgeschwindigkeit des Spiralgases, so tritt etwa alle 800 Jahre eine neue Schicht auf, was der Zeit, in der die beiden Sterne umeinander rotieren, etnspricht. Das Sternsystem, das sie erzeugte, ist meist als LL Pegasi bekannt, aber auch als AFGL 3068. Die ungewöhnliche Struktur selbst wurde als IRAS 23166+1655 katalogisiert. Das obige Bild wurde vom Weltraumteleskop Hubble im nahen Infrarotlicht aufgenommen. Warum die Spirale leuchtet, bleibt ein Rätsel, wobei die Beleuchtung wahrscheinlich reflektiertes Licht eines nahe gelegenen Sterns ist.

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