Schlagwort: Veränderliche

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R Leporis, ein Vampirstern

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

Bildcredit und Bildrechte: Martin Pugh

Beschreibung: R Leporis ist besser bekannt als Hinds Purpurstern, eine seltene Sternenart am Nachthimmel des Planeten Erde. Es besitzt auch eine ungewöhnliche Rotschattierung. Der Entdecker des Sterns, der englische Astronom John Russell Hind im 19. Jahrhundert, berichtete, dass er im Teleskop „… wie ein Tropfen Blut auf einem schwarzen Feld“ aussah.

Der Stern ist 1360 Lichtjahre entfernt und steht im Sternbild Lepus. Er ist ein Mira-Stern und ändernd seine Helligkeit in einem Zeitraum von etwa 14 Monaten. R Leporis wurde inzwischen als Kohlenstoffstern erkannt – ein sehr kühler, weit entwickelter Roter Riese mit einem extremen Reichtum an Kohlenstoff. In Kohlenstoffsternen entsteht zusätzlicher Kohlenstoff durch Heliumfusion um den sterbenden stellaren Kern, der in die äußeren Schichten des Sterns geschwemmt wird. Dadurch entsteht ein Überfluss an einfachen Kohlenstoffmolekülen wie CO, CH, CN und C2.

Einerseits strahlen kühle Sterne die meiste Energie in rotem und infrarotem Licht ab, andererseits absorbieren die Kohlenstoffmoleküle fast alles, was von dem wenigen blauen Licht übrig ist. Dadurch erhalten Kohlenstoffsterne eine besonders intensive rote Farbe. Da die kohlenstoffreiche Atmosphäre von R Leporis durch einen starken Sternwind in das umgebende interstellare Material übergeht, könnte der Stern jedoch kurz vor dem Übergang in einen planetarischen Nebel stehen.

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Sterne und Staub in der Südlichen Krone

Helle Sterne sind von blauen Nebeln umgeben. Dazwischen befinden sich auch Herbig-Haro-Objekte mit gekrümmten Staubbögen. Um die blauen Nebel sind dunkle Nebel verteilt. Sie verdecken Sterne, die dahinter liegen.

Bildcredit und Bildrechte: Josep Drudis

Kosmische Staubwolken und junge, energiereiche Sterne sind in dieser Ansicht verteilt. Sie ist weniger als 500 Lichtjahre entfernt und wurde mit einem Teleskop fotografiert. Wir finden sie im Norden der Südlichen Krone (Corona Australis). Die Staubwolken verdecken das Licht von Sternen in der Milchstraße im Hintergrund, die weiter entfernt sind.

Der eindrucksvolle Komplex besteht aus Reflexionsnebeln, die als NGC 6726, NGC 6727 und IC 4812 katalogisiert sind. Die charakteristische Farbe entsteht, wenn das blaue Licht der heißen, jungen Sterne in der Region vom kosmischen Staub reflektiert wird. Der Staub verdeckt auch Sterne, die gerade erst entstehen.

Der kleinere gelbliche Nebel NGC 6729 rechts oben krümmt sich um den jungen veränderlichen Stern R Coronae Australis. Die leuchtenden Bögen und Schleifen in der Nähe wurden von den Ausströmungen der eingebetteten neuen Sternen komprimiert. Man bezeichnet sie als Herbig-Haro-Objekte.

Am Himmel ist dieses Sichtfeld ungefähr 1 Grad breit. Das entspricht in der geschätzten Entfernung der nahen Sternbildungsregion fast 9 Lichtjahren.

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Der symbiotische Stern R Aquarii

Mitten im Bild leuchtet ein Stern, der von leuchtenden Spuren einer Explosion umgeben ist. Die Fasern der Explosion sind braun und teils lila gefärbt.

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

Der veränderliche Stern R Aquarii ist ein Doppelsternsystem, das wechselwirkt. Es besteht aus zwei Sternen, die offenbar in enger symbiotischer Beziehung stehen. Schon mit einem Fernglas sieht man im Laufe eines Jahres, wie sich seine Helligkeit verändert. Das faszinierende System ist etwa 710 Lichtjahre entfernt. Es besteht aus einem kühlen Roten Riesenstern und einem heißen, dichten Weißen Zwergstern. Die beiden kreisen auf ihren Bahnen um ein gemeinsames Massezentrum.

Das sichtbare Licht des Doppelsterns stammt großteils vom Roten Riesen. Er ist ein veränderlicher Mira-Stern mit langer Periode. Der kleine, dichte Weiße Zwerg zog mit seiner Gravitation Materie aus der weiten Hülle des kühlen Riesensterns auf seine Oberfläche. Das löste eine thermonukleare Explosion, bei der Materie in den Raum geschleudert wurde.

Dieses Bild stammt vom Weltraumteleskop Hubble. Es zeigt den Trümmerring, der sich immer noch ausdehnt. Er ist etwas kleiner als ein Lichtjahr und entstand bei einer Explosion, die man Anfang der 1770er-Jahre beobachten konnte. Die Entwicklung dynamischer Ereignisse, bei denen die energiereiche Strahlung im System R Aquarii entsteht, verstehen wir weniger gut. Sie werden seit dem Jahr 2000 in den Daten des Röntgen-Observatoriums Chandra beobachtet.

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Die Dreiecksgalaxie M33

Die Dreiecksgalaxie M33 füllt das Bildfeld. Sie wirkt hier recht zerfleddert. Diese lose Anordnung ihrer Spiralarme macht es schwierig, sie mit einem Teleskop zu beobachten.

Bildcredit und Bildrechte: Peter Nagy

Im kleinen nördlichen Sternbild Dreieck liegt die prächtige Spiralgalaxie M33. Wir sehen sie von oben. Sie hat die gängigen Namen Feuerradgalaxie oder einfach Dreiecksgalaxie. M33 ist etwa 50.000 Lichtjahre breit. Sie ist die drittgrößte Galaxie in der Lokalen Gruppe. Die größten sind die Andromedagalaxie M31 und unsere Milchstraße.

M33 ist zirka 3 Millionen Lichtjahre von der Milchstraße entfernt. Vermutlich ist sie eine Begleiterin der Andromedagalaxie. Forschende in den beiden Galaxien haben vermutlich eine tolle Aussicht auf die jeweils andere Spiralgalaxie.

Dieses scharfe Kompositbild zeigt den Blick vom Planeten Erde. M33 hat blaue Sternhaufen und rosaroten Regionen mit Sternbildung. Sie sind an den lose gewundenen Spiralarmen der Galaxie verteilt. Die hellste Region mit Sternbildung ist NGC 604. Sie ist hohl und liegt hier vom Galaxienzentrum aus etwa auf der 7-Uhr-Position.

Nicht nur bei M31, sondern auch bei M33 konnte man die Entfernung gut vermessen, weil sie eine Population veränderlicher Sterne besitzt. So wurde die Dreiecksgalaxie zu einem kosmischen Markstein, als man die Entfernungsskala im Universum etablierte.

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NGC 2261: Hubbles veränderlicher Nebel

Links oben leuchtet der Stern R Monocerotis, von dem scheinbar ein bläulicher Nebel nach unten strömt. Unten sind kleine rötliche Sterne verteilt.

Bildcredit: Hubble, NASA, ESA; Daten: Mark Clampin (NASA-GSFC); Bearbeitung und Lizenz: Judy Schmidt

Wie kommt es zu den Schwankungen in Hubbles veränderlichem Nebel? Er ändert seine Erscheinung im Laufe weniger Wochen deutlich. Der Nebel wurde vor mehr als 200 Jahren entdeckt und ist als NGC 2661 katalogisiert. Benannt wurde er nach Edwin Hubble, der ihn zu Beginn des letzten Jahrhunderts untersuchte.

Es passt, dass dieses Bild von einem weiteren Namensvetter von Hubble aufgenommen wurde: einem Weltraumteleskop. Hubbles veränderlicher Nebel ist ein Reflexionsnebel aus Gas und feinem Staub. Er fächert sich vom Stern R Monocerotis auf. Der zarte Nebel ist etwa ein Lichtjahr groß, 2500 Lichtjahre entfernt und liegt im Sternbild Einhorn (Monoceros).

Die beste Erklärung der Variabilität von Hubbles veränderlichem Nebel lautet, dass dichte Knoten aus undurchsichtigem Staub nahe an R Mon vorbeiziehen. Dabei werfen sie wandernde Schatten auf den reflektierenden Staub. Diese Schatten sieht man im Rest des Nebels.

Offene Wissenschaft: Stöbert in 1500+ Codes der Astrophysics Source Code Library (ASCL)

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Der massereiche Stern G79.29+0.46 stößt Hüllen ab

Zwischen Staubnebeln leuchtet oben ein grüner Stern, der von roten Staubhüllen umgeben ist. Er ist als G79.29+0.46 katalogisiert.

Bildcredit: NASA, Weltraumteleskop Spitzer, WISE; Bearbeitung und Lizenz: Judy Schmidt

So unbeständige Sterne findet man ziemlich selten. Hier wurde der massereiche Stern G79.29+0.46 fotografiert. Er ist rechts über der Mitte in Staubwolken gehüllt. G79.29+0.46 ist einer von weniger als 100 leuchtstarken blauen veränderlichen Sternen (LBVs), die wir in unserer Galaxis kennen. LBVs stoßen Hüllen aus Gas ab. Sie könnten sogar eine Jupitermasse in 100 Jahren verlieren. Der Stern selbst ist hell und blau, aber von Staub umhüllt. Daher sieht man ihn nicht in sichtbarem Licht.

Dieses farbig kartierte Infrarotbild entstand aus Bildern der NASA-Weltraumteleskope Spitzer und Wide-Field Infrared Survey Explorer (WISE). Der vergehende Stern ist grün dargestellt und von roten Hüllen umgeben. G79.29+0.46 liegt in der Cygnus-X–Region unserer Galaxis, wo Sterne entstehen. Warum G79.29+0.46 so unbeständig ist, wie lange er in der LBV-Phase bleibt und wann er als Supernova explodiert, wissen wir nicht.

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Junge Sterne und staubige Nebel im Stier

Über ein Feld aus dicht verteilten Sternen legt sich eine Wolke aus braunen Nebeln. Links wird ein Teil des Nebels blau beleuchtet.

Bildcredit und Bildrechte: Lloyd L. Smith, Deep Sky West

Diese komplexen, staubigen Nebel sind etwa 450 Lichtjahre entfernt. Sie liegen am Rand der Taurus-Molekülwolke. Das Teleskopfeld ist 2 Grad breit. Es entstand aus Bilddaten, die während fast 40 Stunden Belichtung gewonnen wurden. In der kosmischen Szenerie entstehen Sterne. Rechts im Bild sind einige junge T-Tauri-Sterne in die Reste der Wolken gebettet, in denen sie entstanden sind.

Die jungen Sterne sind Millionen Jahre alt und noch in ihrer stellaren Pubertät. Sie ändern ihre Helligkeit und befinden sich in späten Phasen des Kollapses durch Gravitation. Ihre Kerntemperatur steigt, bis die Kernfusion aufrecht bleibt. Dann wachsen sie zu stabilen Hauptreihensternen mit geringer Masse an. Dieses der Entwicklung von Sternen erreichte unsere Sonne, die ihr mittleres Alter erreicht hat, vor etwa 4,5 Milliarden Jahren.

Links befindet sich V1023 Tauri. Er ist ein weiterer junger veränderlicher Stern. V1023 Tauri liegt in einer gelblichen Staubwolke neben dem markanten blauen Reflexionsnebel Cederblad 30. Er ist auch als LBN 782 bekannt. Gleich über dem hellen bläulichen Reflexionsnebel liegt der dunkle Staubnebel Barnard 7.

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Supernova und Cepheiden in der Spiralgalaxie UGC 9391

Das Bild der Galaxie UGC 9391 wurde mit Markierungen überlagert, welche die Cepheiden und eine aktuelle Supernova in der Galaxie markieren.

Bildcredit: NASA, ESA und A. Riess (STScI/JHU) et al.

Was verrät uns UGC 9391 über die Wachstumsrate des Universums? Vielleicht eine ganze Menge. Das Bild zeigt die Galaxie UGC 9391. Sie enthält veränderliche Sterne vom Typ der Cepheiden (sie sind als rote Kreise markiert) und eine aktuelle Supernova vom Typ Ia (beim blauen X).

Die Helligkeit beider Arten von Objekten ist festgelegt. Cepheiden sind oft relativ nahe. Dagegen sind Supernovae meist sehr weit entfernt. Daher ist diese Spiralgalaxie interessant. Sie macht es möglich, die Entfernung von nahen und fernen Bereichen im Universum zu kalibrieren.

Eine aktuelle Untersuchung neuer Daten stützt unverhofft die Vermutung, dass Cepheiden und Supernovae mit dem Universum etwas schneller expandieren, als man nach Messungen der Expansion im frühen Universum erwartet hätte. Die neuen Daten von UGC 9391 stammen von Hubble. Sie wurden mit früheren Hinweisen in ähnlichen Galaxien kombiniert. Das kosmologische Standardmodell beschreibt die Entwicklung im frühen Universum, und es war bisher sehr erfolgreich. Daher sucht man nun eifrig nach Gründen für diese Abweichung.

Es gibt eine Reihe an möglichen Erklärungen. Manche davon sind sensationell, z. B. ungewöhnliche Elemente wie Phantomenergie oder Dunkle Strahlung. Andere sind banal, etwa statistische Zufälle oder Quellen systematischer Irrtümer, die unterschätzt wurden. In Zukunft sind viele Beobachtungen geplant, die das Rätsel lösen sollen.

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