Schlagwort: Veränderliche

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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.

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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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Röntgen-Echos von Circinus X-1

Um einen hellen Stern verlaufen bunte konzentrische Ringe, es sind Lichtechos in Wolken, die vom Röntgenteleskop Chandra gemessen wurden.

Bildcredit: Röntgen – NASA/CXC/Univ. Wisconsin-Madison/S.Heinz et al, Optisch – DSS

Circinus X-1 ist ein Röntgen-Doppelstern. Er ist bekannt für seine sprunghafte Veränderlichkeit. Im seltsamen System Circinus X-1 kreist ein dichter Neutronenstern um einen gewöhnlicheren Stern. Ein Neutronenstern ist der kollabierte Rest eines Sterns nach einer Supernova-Explosion.

Im Jahr 2013 zeigte die Quelle einen heftigen Röntgenausbruch. Danach wurde das Röntgen-Binärsystem monatelang beobachtet. Nach und nach entstanden auffällige konzentrische Ringe. Es sind helle Röntgen-Lichtechos von vier dazwischen liegenden Wolken aus interstellarem Staub.

Das Kompositbild entstand aus Röntgendaten und sichtbarem Licht. Es zeigt die Teil-Umrisse der Ringe, die man in den Röntgendaten von Chandra sieht, in Falschfarben. Die zeitliche Bestimmung der Röntgen-Echos führte – zusammen mit den bekannten Entfernungen zu den interstellaren Staubwolken – dazu, dass die vorher sehr ungenau bekannte Entfernung zu Circinus X-1 exakt bestimmt werden konnte. Sie beträgt genau 30.700 Lichtjahre.

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Kataklysmische Dämmerung

Hinter einem Gewässer, auf das man aus einer Höhle hinausblickt, strahlt am Horizont ein energiereiches Gebilde, das den Himmel rot färbt. Ein Strahl reicht nach oben zu einer Akkretionsscheibe. Links und rechts von dem Strahl sind die Sicheln von Himmelskörpern zu sehen.

Illustrationscredit und Bildrechte: Mark A. Garlick (Space-art.co.uk)

Bringt diese Dämmerung eine neue Nova? Das überlegen vielleicht Menschen in der Zukunft, wenn sie auf einem Planeten in einem kataklysmisch veränderlichen Doppelsternsystem leben.

Bei kataklysmischen Veränderlichen fließt Gas von einem großen Stern in eine Akkretionsscheibe, die um einen massereichen, kompakten weißen Zwergstern kreist. Wenn ein Klumpen Gas in der Akkretionsscheibe über eine gewisse Temperatur erhitzt wird, können explosive kataklysmische Ereignisse wie eine Zwergnova stattfinden. Dabei fällt der Klumpen schneller auf den Weißen Zwerg und landet mit einem hellen Blitz.

Eine Zwergnova zerstört keinen der beide Sterne. Zwergnovae können in unregelmäßigen Zeitabständen stattfinden. Das können wenige Tagen bis zu zehn Jahre sein. So eine Nova setzt weniger Energie frei als eine Supernova.

Doch wenn wiederholte Novae nicht heftig genug sind, um mehr Gas auszustoßen, als von außen einfällt, sammelt sich Materie auf dem Weißen Zwergstern an. Schließlich überschreitet der Weiße Zwerg die Chandrasekhargrenze. Dann bietet eine Höhle wie jene im Vordergrund wohl wenig Schutz, denn der ganze Weiße Zwerg explodiert als gewaltige Supernova.

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Sterne und Staub in der Südlichen Krone

Im Bild sind ausschweifende blaue Reflexionsnebel im Sternbild Corona Australis. In der Molekülwolke entstehen Sterne, sie erzeugen die Herbig-Hafo-Objekte im Bild.

Bildcredit und Bildrechte: CHART32, Bearbeitung – Johannes Schedler

Dieser Teleskopblick an der nördlichen Grenze der Südlichen Krone (Corona Australis) ist voller kosmischer Staubwolken und junger, energiereicher Sterne. Sie sind weniger als 500 Lichtjahre entfernt. Die Staubwolken verdecken das Licht von Sternen in der Milchstraße, die dahinter liegen.

Die Reflexionsnebel sind als NGC 6726, 6727 und IC 4812 katalogisiert. Der auffällige Komplex hat eine markante blaue Farbe. Sie entsteht, wenn kosmischer Staub das Licht der jungen, heißen Sterne in der Region reflektiert. Der Staub verdeckt auch Sterne, die gerade erst entstehen.

Links biegt sich der kleine, gelbliche Nebel NGC 6729 um den jungen veränderlichen Stern R Coronae Australis. Die leuchtenden Bögen und Schleifen darunter bestehen aus Gas, das von den Ausströmungen der eingebetteten jungen Sterne komprimiert wurde. Es sind Herbig-Haro-Objekte.

Am Himmel ist dieses Sichtfeld etwa 1 Grad. Das sind in der geschätzten Entfernung der nahen Sternbildungsregion fast 9 Lichtjahre.

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LDN 988: Dunkler Nebel im Schwan

Durch das dicht mit Sternen gefüllte Feld verläuft eine dunkle Ranke. Es ist der Nebel LDN 988. Der Bildeinschub rechts unten zeigt den Stern V1331 Cygni.

Bildcredit und Bildrechte: Bob Franke

Der dunkle Nebel LDN 988 bedeckt dichte Sternenfelder im nördlichen Sternbild Schwan. Er liegt mitten in dieser kosmischen Himmelslandschaft. Die Szenerie entstand mit Teleskop und Kamera. Sie ist etwa 2 Grad breit. Das entspricht in der geschätzten Entfernung von LDN 988 von zirka 2000 Lichtjahren ungefähr 70 Lichtjahren.

In LDN 988 entstehen Sterne. Der Nebel ist Teil eines größeren Komplexes aus staubhaltigen Molekülwolken in der Ebene unserer Milchstraße. Manche nennen ihn Nördlicher Kohlensack.

In dieser Region treten Nebel häufig zusammen mit jungen Sternen auf. Einer davon ist der veränderliche Stern V1331 Cygni im Einschub. V1331 Cygni liegt an der Spitze einer langen, staubhaltigen Faser. Er ist teilweise von einem gekrümmten Reflexionsnebel umgeben. Vermutlich ist er ein T-Tauri-Stern. Das sind sonnenähnliche Sterne in einem frühen Stadium ihrer Entstehung.

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