Beobachtungstipp im Juni 2008

Heute soll es mal um wahre Meilensteine im Universum gehen. Zu Beginn des 20. Jahrhunderts sorgten diese "Meilensterne" für eine Revolution in der Kosmologie, wie sie seit 400 Jahren nicht mehr zu verzeichnen gewesen ist. Es geht um eine Klasse von Sternen, die wegen ihrer Leuchtkraft sogar in Galaxien der Nachbarschaft, wie dem Andromedanebel, zu beobachten sind, die so genannten Delta Cephei-Sterne. Delta-Cephei-Sterne gehören zu den veränderlichen Sternen, genauer gesagt, zu den Pulsationsveränderlichen Sternen. Namensgeber dieser Klasse von Sternen ist, wie schon vermutet, Delta Cephei, der in Sommernächten leicht zu beobachten ist.

Delta Cephei verändert seine Helligkeit zwischen 3,6 Mag und 4,6 Mag innerhalb von 5,37 Tagen. Der gelbe Überriese befindet sich 900 Lichtjahre von der Sonne entfernt und verändert mit der Pulsation ebenfalls seine Spektralklasse von F5 nach G2. Das alleine ist schon beeindruckend, macht diese Sterne aber noch nicht zu Meilensteinen.

Delta Cephei ist nur ein typischer Vertreter der Klasse der Cepheidensterne. Viele Sterne dieser Klasse sind mittlerweile bekannt und genauer untersucht worden. Besonders interessiert die Astronomen die Pulsationsperiode und die Entfernung des Sterns zur Sonne. Diese Daten zeigen gemeinsam mit der Ermittlung der scheinbaren Helligkeit des Sterns eine interessante Gesetzmäßigkeit. Vergleicht man nämlich die Leuchtkraft des Sterns mit der Pulsationsperiode, so ergibt sich folgende Beziehung:

Die absolute Helligkeit der Cepheiden wächst linear mit dem Logarithmus der Pulsationsdauer.

Diesen Zusammenhang entdeckte die Astronomin Henrietta Leavitt im Jahr 1912. Damit eröffnete sie neue Möglichkeiten zur Bestimmung von Entfernungen im Weltall. Mit der Bestimmung der Pulsationsperiode des Sterns war es ein Leichtes, die absolute Leuchtk raft des Cepheidensterns zu errechnen. Vergleicht man nun die absolute Leuchtkraft des Sterns mit der scheinbaren Leuchtkraft, die man direkt am Himmel messen kann, so ist es möglich, die Entfernung des Sterns zu bestimmen. Die scheinbare Leuchtkraft nimmt quadratisch zur Entfernung ab. Cepheiden sind wahre Leuchttürme im Weltall, die uns durch ihren Lichtwechsel ihre Entfernung verraten. Edwin Hubble entdeckte diese Cepheidensterne im Andromedanebel und konnte damit erstmals direkt nachweisen, dass der Andromedanebel eine entfernte Galaxie ist und keinesfalls ein Bestandteil unserer Milchstraße. Darüber herrschte lange Zeit Ungewissheit und spaltete die Astronomen in zwei Lager. Während die einen den Andromedanebel für ein entstehendes Sonnensystem hielten, dass innerhalb unserer Milchstraße seine Bahn zieht und die Milchstraße gleichzusetzen mit dem Universum ist, so vermutete das andere Lager, dass die Milchstraße nur eine von vielen Galaxien im Universum ist und dass der Andromedanebel eine eigenständige Milchstraße ist. Hubble klärte den Umstand mit Hilfe der Cepheidensterne.

Um eine Entfernungsbestimmung mit Cepheidensterne durchführen zu können, benötigt man zunächst die Entfernung einiger Cepheiden, um die Methode zu eichen. Das bedeutet, man muss die Entfernung der Cepheiden unabhängig vom Lichtwechsel bestimmen, um überhaupt die Leuchkraft-Pulsationsdauer-Beziehung zur Berechnung der Entfernung heranziehen zu können. Damals bediente man sich der Cepheiden der Großen Magellanschen Wolke. Ihre Entfernung wurde mit gut 50.000 Lichtjahren angenommen. Man konnte also davon ausgehen, dass alle Cepheidensterne in der Großen Magellanschen Wolke etwa gleich weit entfernt waren. Hier musste man also nur viele Cepheidensterne beobachten und konnte die Eichung der Methode vornehmen.

Heute werden Cepheidensterne in Entfernungen bis zu 60 Millionen Lichtjahren beobachtet und sind damit wichtige Marker zur Entfernungsbestimmung entfernter Galaxien. Vor einigen Monaten gelang es Astronomen der ESO die Entfernung des Cephei-Sterns RS Puppis mit einem Trick auf etwa 1% Genauigkeit zu bestimmen. Dies war bisher nicht durch normale Astrometrie möglich gewesen. RS Puppis befindet sich in 6.500 Lichtjahren Distanz und variiert um den Faktor 5 innerhalb von 41 Tagen. Selbst der europäische Astrometriesatellit Hipparcos konnte den Cepheidenstern nicht mit der gewünschten Genauigkeit vermessen. Es ist ein glücklicher Zufall, dass RS Puppis als bisher einziger Cepheide von einem schwachen Nebel umgeben ist, der das Licht des Sterns reflektiert. Bei der Beobachtung des Systems bemerkten die Wissenschaftler, dass es eine zeitliche Versetzung des Lichtwechsels zwischen Stern und Nebel gibt. Der Nebel, der nur das Licht des Sterns reflektiert, ein so genanntes Lichtecho erzeugt, hängt dem Stern etwas hinterher. Das liegt daran, dass das Licht des Nebels einen längeren Weg zu uns zurückzulegen hat. Die Differenz der Lichtlaufzeit führt direkt zur Bestimmung der wahren Ausdehnung des Nebels. Nun ist es möglich die wahre Größe des Nebels mit der beobachteten Größe hier auf der Erde zu vergleichen und die Entfernung des Cepheidensterns und des Nebels genau zu bestimmen. Diese einmalige Methode ermöglichte es den Astronomen eine sehr genaue Eichung der Cepheidenmethode durchzuführen und somit die wertvollen Meilensterne noch genauer zu vermessen.

Wenn ich in diesem Sommer durch das Sternbild Cepheus streife und an Delta Cephei hängen bleibe, werde ich wohl kurz inne halten und ehrfürchtig meinen Hut ziehen vor den genialen Astronomen, die trickreich das Weltall vermessen.

Clear Skies,
Christian Overhaus