Schlagwort: Doppelstern

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Im Zentrum des Katzenaugennebels

Das Weltraumteleskop Hubble zeigt den Katzenaugennebel im Sternbild Drache, er ist ein planetarischer Nebel um einen vergehenden Stern

Bildcredit: NASA, ESA, Hubble, HLA; Überarbeitung und Bildrechte: Raul Villaverde

Dreitausend Lichtjahre entfernt wirft ein alternder Stern Hüllen aus leuchtendem Gas ab. Das Bild des Weltraumteleskops Hubble zeigt den Katzenaugennebel (NGC 6543), einen der komplexesten planetarischen Nebel, die wir kennen. Das Katzenauge ist etwa ein halbes Lichtjahr groß. Seine Strukturen sind so komplex, dass man vermutete, das helle zentrale Objekt könnte ein Doppelsternsystem sein.

Objekte dieser Klasse werden als planetarische Nebel bezeichnet. Der Begriff ist irreführend. Zwar sehen diese Objekte in kleinen Fernrohren rund und planetenähnlich aus. Doch auf hoch aufgelösten Bildern großer Teleskope erkennt man Sterne, die von Kokons aus Gas umgeben sind. Es wurde in späten Phasen der Sternentwicklung ausgestoßen.

Beim Blick in das Katzenauge sehen Forschende nicht nur detailreiche Strukturen, sondern auch das Schicksal unserer Sonne. Auch sie tritt in das Stadium eines planetarischen Nebels ein … in etwa 5 Milliarden Jahren.

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Der schöne Albireo AB

Der orange-blaue Doppelstern Albireo im Sternbild Schwan und die Spektren der Einzelsterne.

Bildcredit und Bildrechte: Robert Eder

Beschreibung: Für das bloße Auge ist Beta Cygni ein heller Einzelstern. Er ist etwa 420 Lichtjahre entfernt und markiert den Fuß des nördlichen Kreuzes, einer bekannten Sterngruppe im Sternbild Schwan. Doch beim Blick durch das Okular eines kleinen Teleskops ist er ein schöner Doppelstern, ein Juwel des Nachthimmels in Blau und Gold.

Beta Cygni ist auch als Albireo bekannt. Er wird als Albireo AB bezeichnet, um auf seine beiden hellen Sternkomponenten hinzuweisen. Dieser Teleskop-Schnappschuss zeigt den visuell auffälligen Farbunterschied sowie rechts im Einschub die dazugehörigen optischen Spektren des Sternenlichts.

Albireo A im oberen Einschub hat das Spektrum eines Typ-K-Reisensterns, er ist kühler als die Sonne und strahlt die meiste Energie in gelben und roten Wellenlängen ab. Albireo B darunter hat das Spektrum eines Hauptreihensterns, er ist viel heißer als die Sonne und strahlt mehr Energie in Blau und Violett ab.

Albireo A ist als Doppelstern bekannt, bei dem zwei Sterne um ein gemeinsames Massezentrum kreisen. Allerdings stehen die beiden Sterne zu eng beisammen, um sie mit einem kleinen Teleskop aufzulösen. Die leicht auflösbaren Sterne Albireo A und B sind sehr wahrscheinlich ein optischer Doppelstern und kein physisches Doppelsternsystem, da beide Komponenten eindeutig unterschiedliche gemessene Bewegungen im Raum aufweisen.

Wien, 26. Februar 2022, 18h: Führung im Sterngarten mit APOD-Übersetzerin
Wien, Ladenkonzept Nähe Votivkirche: Kostenlose Kalender (leichte Mängel)

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Der symbiotische R Aquarii

Der veränderliche Stern R Aquarii im Sternbild Wassermann ist ein Doppelstern aus einem Mira-Stern und einem Weißen Zwerg.

Bildcredit: Röntgen: NASA/CXC/SAO/R. Montez et al.; Optisch: Daten: NASA/ESA/STScI; Bearbeitung: Judy Schmidt (CC BY-NC-SA)

Der veränderliche Stern R Aquarii ist ein System aus zwei Sternen. Sie stehen eng beisammen und wechselwirken miteinander. Der Doppelstern ist etwa 710 Lichtjahre entfernt. Er strahlt mitten im Kompositbild, das im Weltraum in den Wellenlängen von sichtbarem Licht und Röntgen aufgenommen wurde.

Das System besteht aus einem kühlen Roten Riesen und einem heißen, dichten Weißen Zwerg. Die beiden kreisen um ihren gemeinsamen Schwerpunkt. Mit einem Fernglas könnt ihr beobachten, wie sich die Helligkeit von R Aquarii im Laufe eines Jahres stetig verändert.

Das sichtbare Licht des Doppelsterns stammt großteils vom Roten Riesen. Er ist ein veränderlicher Mira-Stern mit langer Periode. Der kleinere, dichte Weiße Zwerg zieht durch seine Gravitation Materie der Hülle des kühlen Riesensterns auf seine Oberfläche. Das löst schließlich eine thermonukleare Explosion aus, bei der Materie in den Weltraum geschleudert wird. Forschende beobachteten in den letzten Jahrzehnten solche Ausbrüche.

Diese Strukturen sind fast ein Lichtjahr groß. Sie wurden vom Weltraumteleskop Hubble beobachtet (Rot und Blau) und enthalten auch Hinweise auf viel ältere Ausbrüche. Daten des Röntgenteleskops Chandra (Violett) zeigen das Röntgenlicht der Stoßwellen, die entstehen, wenn ein Strahl des Weißen Zwergs auf die Materie in der Umgebung trifft.

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Die ungewöhnliche Spirale bei LL Pegasi

LL Pegasi, auch AFGL 3068 oder IRAS 23166+1655, bildet eine rätselhafte Spiralstruktur.

Bildcredit: NASA, ESA, Hubble, HLA; Bearbeitung und Bildrechte: Jonathan Lodge

Beschreibung: Wie entstand die seltsame Spiralstruktur links oben? Das ist nicht bekannt, doch wahrscheinlich stammt sie von einem Stern in einem Doppelsternsystem, der die Phase eines planetarischen Nebels erreicht, in der die äußere Atmosphäre abstoßen wird.

Die riesige Spirale misst etwa ein Drittel eines Lichtjahres und besitzt vier oder fünf beispiellos regelmäßige vollständige Windungen. Angesichts der Expansionsrate des Spiralgases entsteht etwa alle 800 Jahre eine neue Schicht, das entspricht in etwa der Zeit, in der die beiden Sterne einander einmal umkreisen.

Das Sternsystem, wo die Spirale entstand, ist als LL Pegasi bekannt, aber auch als AFGL 3068 oder IRAS 23166+1655. Dieses Bild wurde vom Weltraumteleskop Hubble in nahem Infrarotlicht aufgenommen. Warum die Spirale leuchtet, ist ebenfalls rätselhaft, die führende Hypothese lautet, dass sie vom Licht eines nahen Sterns beleuchtet wird.

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Blaue Nachzüglersterne im Kugelsternhaufen M53

Dieser Kugelsternhaufen im Haar der Berenike ist als M53 bekannt und als NGC 5024 katalogisiert und enthält sehr viele Blaue Nachzüglersterne.

Bildcredit und Bildrechte: ESA/Hubble, NASA

Wäre unsere Sonne in diesem Sternhaufen, dann wäre der Nachthimmel ein glänzendes Schatzkästchen voller heller Sterne. Der Haufen ist als M53 bekannt und als NGC 5024 katalogisiert. Er ist einer von ungefähr 250 Kugelsternhaufen, die es noch in unserer Galaxis gibt. Die meisten Sterne in M53 sind älter und röter als unsere Sonne. Doch einige rätselhafte Sterne sind anscheinend blaustichiger und jünger. Diese jungen Sterne widersprechen scheinbar der These, dass alle Sterne in M53 fast gleichzeitig entstanden sind.

Diese ungewöhnlichen Sterne sind als Blaue Nachzüglersterne bekannt. M53 enthält ungewöhnlich viele davon. Nach vielen Debatten geht man heute davon aus, dass Blaue Nachzügler Sterne sind, die durch frische Materie verjüngt wurden. Diese Materie strömte von einem begleitenden Doppelstern über. Dieses Bild stammt vom Weltraumteleskop Hubble. Wenn man solche Bilder analysiert, ist die Häufigkeit von Sternen wie Blauen Nachzüglern ein nützlicher Hinweis, um das Alter des Kugelsternhaufens zu bestimmen. Damit kann man auch das Alter des Universums eingrenzen.

M53 findet ihr mit einem Fernglas im Sternbild Haar der Bernike (Coma Berenices). Er enthält mehr als 250.000 Sterne und ist einer der am weitesten vom Zentrum unserer Galaxis entfernten Kugelsternhaufen.

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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 NASA–Satelliten 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.

Lehrende und Studierende: Ideen für die Verwendung von APOD im Lehrsaal
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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

Siehe Erklärung. Ein Klick auf das Bild lädt die höchstaufgelöste verfügbare Version.

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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