Beobachtungstipp im Januar 2017

Einen Stern durchleuchten - das ist der Traum eines Astronomen. Dabei ist das Durchleuchten im wahrsten Sinne des Wortes gemeint. Dieser Wunsch geht im nächsten Jahr in Erfüllung. Und nicht nur Berufsastronomen können dem Ereignis entgegenfiebern. Dieses Ereignis ist sogar mit Amateurmitteln verfolgbar. Und das Tolle daran ist, dass die ganze Geschichte über 2 Jahre zu verfolgen ist.

Worum geht es? Die irdische Geschichte des Sterns, der durchleuchtet werden soll, beginnt im Jahre 1907 mit einer der fleißigsten Astronominnen des 20. Jahrhunderts - Anni Jump Cannon. Miss Cannon hatte sich ganz der Astronomie verschrieben und hat im Laufe ihres Lebens rund eine halbe Million Sternspektren untersucht. Sie ist Begründerin der modernen Spektralklassifizierung und die geistige Mutter des Henry-Draper-Sternkatalogs, der heute noch bedeutsam ist. Im Jahr 1907 wurde Miss Cannon auf den Stern VV Cephei aufmerksam.

Lage von VV Cephei
Lage von VV Cephei, Christian Overhaus

Der Stern, ein roter Riesenstern der Spektralklasse M2 zeigte ungewöhnliche Emissionslinien von Wasserstoff. Es wurde schnell klar, dass dieser Stern ein Doppelstern sein musste. Weitere Untersuchungen in den 30'er Jahren führten zum Ergebnis, dass VV Cephei ein Bedeckungsveränderlicher Stern ist, der eine Periode von 20 Jahren hat. Zudem scheint die größere Komponente des Doppelsternsystems mit einer Periode von 118 Tagen zu pulsieren.

Das ist typisch für Rote Riesensterne, die in die Endphase ihres Daseins treten. Der Begleitstern des Roten Riesen hat es ebenfalls in sich. Es ist ein B-Stern der Spektralklasse B8. Wir haben es mit zwei Riesensternen zu tun, deren Masse jeweils etwa 20 Sonnenmassen entsprechen. Solche Ungetüme sind in der Milchstraße recht selten. Nur ein Stern unter einer Million Sterne hat diese Masse. Deswegen ist das Doppelsternsystem VV Cephei allein schon interessant. Während der eine Stern das Stadium des Roten Riesens bereits erreicht hat, ist die kleinere Komponente noch auf dem Weg dahin. Auch der B8 Stern hat die Hauptreihe verlassen und wird in einigen Jahren zum Roten Riesen. Sterne mit derartig großen Massen ist kein langes Leben vergönnt. Sie gehen zu verschwenderisch mit ihren Brennstoffreserven um. Das Licht dieser Sterne wurde von den Astronomen sehr gut untersucht. Die Bedeckung eines Sterns durch einen anderen Stern kann viele Fragen zu den Eigenschaften der beiden Komponenten beantworten. Zwei massereiche Sterne, die sich gegenseitig bedecken sind ein Glücksfall. Der rote Riesenstern wird in den nächsten zwei Jahren den blauen B-Stern bedecken. Der Rote Riesenstern hat einen Durchmesser von 3 Milliarden Kilometern. Lange Zeit galt er als größter Stern am Himmel. Der Stern würde in unserem Sonnensystem bis an den Saturn heranreichen. Eine weitere Besonderheit ist eine Gasscheibe um den Begleitstern. Die Gasscheibe hat eine Ausdehnung von 800 Millionen Kilometer. Der kleine Begleitstern saugt mit seiner Schwerkraft Gas vom roten Begleitstern ab. Das Gas stürzt dabei nicht direkt auf den Stern. Es wird in einer spiralförmigen Bewegung auf den B-Stern gelenkt. Astronomen nennen das Akkretion. Für den B-Stern ist das eine lebenserhaltende Maßnahme sozusagen.

Im Spektrum des Systems macht die Gasscheibe als ausgeprägte H-Alpha-Linie bemerkbar, die durch den ionisierten Wasserstoff erzeugt wird. Ein hochauflösendes Spektrum kann diese H-Alpha-Linie in einen blauverschobenen und einen rotverschobenen Teil aufspalten. Die Aufspaltung der Linie ist das Ergebnis der rotierenden Gasscheibe, deren eine Hälfte sich auf uns zu bewegt, die andere Hälfte sich von uns weg bewegt. Bei der Bedeckung im Jahr 1996/1997 konnten Amateurastronomen mit Hilfe der Spektroskopie das Abtauchen der Gasscheibe hinter dem roten Riesen nachweisen. Die H-Alpha-Linie wurde vor der Bedeckung des eigentlichen Sterns deutlich schwächer.

Der Helligkeitsabfall des Doppelsternsystems startet aber erst mit dem Beginn der Bedeckung des Roten Riesensterns. Der Riesenstern erscheint mehr wie eine große pulsierende Gaswolke. Daher ist eine Prognose für den Verlauf der Helligkeit des Systems zunächst schwierig. Die Ausdehnung des Roten Riesensterns ist ein entscheidender Faktor für Beginn und Ende der Bedeckung. Im Spektrum des Sternensystems lassen sich vorher bereits die Spuren des ausgedehnten Sternenwindes feststellen. Die Verfinsterung beginnt mit dem Eintauchen des blauen Sterns in die Chromosphäre seines Begleiters.

Akkretionsscheibe in VV Cephei
Doppelsternsystem VV Cephei mit Akkretionsscheibe, Christian Overhaus

Für Amateurastronomen ist die Beobachtung der Helligkeitsschwankungen interessant. Hilfreich für die Beobachtungen ist ein Blaufilter um das Abtauchen des B-Sterns hinter dem M-Stern zu verfolgen. Das Blaufilter unterdrückt das Licht des roten Riesensterns. Der Lichtabfall ist daher im blauen Teil des Spektrums deutlicher zu erkennen. Das System verliert im Laufe der Bedeckung eine halbe Größenklasse. Der Abstieg der Helligkeit dauert etwa 100 Tage. Das Helligkeitsminium während der Stern gänzlich vom roten Riesenstern bedeckt ist, hält gute 500 Tage an. Wiederum 100 Tage später zeigt sich das System mit alter gewohnter Helligkeit bis zum nächsten Intermezzo in 20 Jahren. In der Vergangenheit waren diese Daten nicht regelmäßig. Die maximale Verfinsterung, also die Totalität der Bedeckung wurde in den 70'er Jahren mit 320 Tagen angegeben. In den 30'er Jahren beobachtete man ein Anhalten der Totalität von 450 Tagen. Für Liebhaber veränderlicher Sterne ist VV Cephei eine superspannende Sache.

Sternfreundliche Grüße,
Christian Overhaus

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