Was ist das für ein heller Stern abends im Westen?
Das ist kein Stern, das ist unser Nachbarplanet Venus, der momentan gut sichtbar ist.
Ich habe viele leuchtende Punkte hintereinander über den Himmel ziehen sehen. Sind das UFOs?
Nein, das sind die ersten kleinen Chargen der Starlink-Satelliten. Später einmal sollen es 30.000 oder mehr werden. Die Störungen für die professionelle Astronomie und die Hobbyastronomie sind enorm.
Wikipedia hierzu: Starlink
Ein kleines Video: Starlink
In einem früheren Beitrag auf der Seite der Volkssternwarte Bonn hatte Peter Oden eine Fotografie der Supernova SN2020fqv vom 30. April veröffentlicht.
Inzwischen hat auch unser Mitglied Frank Bonn sich der Supernova angenommen und ein aktualisiertes Foto geschickt.
Supernova SN 2020fqv am 10. Mai 2020 (Aufnahme: Frank Bonn)
Die Aufnahme entstand am 10. Mai. Die Supernova ist nach wie vor als kleiner Lichtpunkt im unteren Teil der Doppelgalaxie zu erkennen (wer mag, vergleiche die Aufnahme mit der von Peter Oden, in der die Supernova genauer gekennzeichnet ist).
Aufnahmedaten:
Am 11. Mai hat unser Mitglied Peter Oden den Kometen C/2017 T2 in einer Fotographie festgehalten.
Komet C/2017 T2 aufgenommen am 11. Mai 2020 (Aufnahme: Peter Oden); 40 Aufnahmen à 10 Sekunden bei ISO 3.200 mit 300mm und f/4 zusammengefasst mit Foto Stacking
Dieser ungewöhnliche Komet wurde erstmals 2013 gesichtet. Er stammt vermutlich aus der Oort’schen Wolke, einem Bereich am Rande des Sonnensystems weit außerhalb der Plutobahn, in dem es eine Vielzahl von Kometen gibt. Er ist – unter den bisher entdeckten – der am weitesten von der Sonne entfernte Komet, der einen aktiven Kern enthält.
Der Komet bewegt sich auf einer hyperbelförmigen Bahn mit hoher Bahnneigung auf die Sonne zu, der er Ende 2022 bis auf ca. 2 Astronomische Einheiten (AE) – also der doppelten Entfernung der Erde von der Sonne – nahe kommen wird.
Der ca. 18 km durchmessende Kometenkern liegt im Inneren einer Koma, die vermutlich aus leicht flüchtigen Gasen (z.B. Sauerstoff, Stickstoff, Kohlendioxid oder Kohlenmonoxid) besteht.
Quellen:
Wikipedia: https://de.wikipedia.org/wiki/C/2017_K2_(PANSTARRS)
Infoseite der NASA: https://www.nasa.gov/feature/goddard/2017/hubble-observes-the-farthest-active-inbound-comet-yet-seen
Am 19. Juni wird der Mond vormittags für rund 1 Stunde unseren Nachbarplaneten Venus bedecken. Zu Beginn steht der Mond bereits 48° Grad hoch:
Die Venussichel wird die im Südosten stehende Mondsichel um ca. 09:49 Uhr „berühren“. Danach beginnt die etwa 1-stündige Bedeckung.
Der Austritt ist um 10:47 Uhr beendet. Der Mond steht dann bereits 54 Grad hoch. Die dünne Mondsichel am Taghimmel zu finden und einzustellen, dürfte dabei das größere Problem sein (und natürlich das Wetter!).
Grundsätzlich sollte man bei der Beobachtung mit dem Teleskop große Vorsicht walten lassen, denn die Sonne steht nur rund 30° weiter links !!!
Röntgenstrahlung kennt fast jeder, der schon mal beim Arzt mit einem Röntgengerät durchleuchtet wurde. Benannt sind diese Strahlen nach Wilhelm Conrad Röntgen, der sie 1895 in Würzburg zufällig entdeckte, als er Elektronen mit hoher Geschwindigkeit auf eine Metallplatte prallen ließ.
Röntgenstrahlen entstehen aber nicht nur in medizinischen Geräten. Es gibt auch im Weltall Quellen für diese hochenergetische Strahlung, mit deren Hilfe viele grundlegende Probleme der Astronomie und Kosmologie untersucht werden können:
Röntgenstrahlen sind ein Teil des elektromagnetischen Spektrums, das von niederenergetischen Radiowellen über sichtbares Licht bis hin zur hochenergetischen Gammastrahlung reicht. Röntgenstrahlen reihen sich mit ihrer Energie zwischen ultraviolettem Licht und Gammastrahlen ein.
Elektromagnetisches Spektrum (Quelle: Heinrich Heine Universität)
Dabei reicht ihre Energie von ca. 1 keV bis 1000 keV (Kiloelektronenvolt, eine Energieeinheit im atomaren Bereich) und man unterscheidet weiche, mittlere und harte Röntgenstrahlung. Rechnet man die Energie von Röntgenstrahlen gemäß der kinetischen Gastheorie in Temperatur um, so landet man bei Temperaturen im Bereich von mehreren hundert Millionen Grad!
Dem entsprechend können Röntgenstrahlen nur mit Hilfe von hochenergetischen Prozessen entstehen. Die Elektronen von Wilhelm Röntgen zum Beispiel hatten eine kinetische Energie von 20 keV, was ca. 15% der Lichtgeschwindigkeit entspricht! Die auf das Metall aufprallenden Elektronen werden dabei sehr schnell abgebremst. Die Abbremsung ist so stark, dass laut den allgemein gültigen Maxwell’schen Gesetzen Röntgenstrahlung abgestrahlt wird. Da die Abbremsung nicht für jedes Elektron gleich stark ist, hat das entstehende Röntgenlicht eine breite (kontinuierliche) Energieverteilung und das Spektrum hat eine „Hügelform“. Röntgenstrahlung mit einem solchen Spektrum heißt aus offensichtlichem Grund Bremsstrahlung.
Zu unterscheiden davon sind ebenfalls kontinuierliche Röntgenspektren, die in Gasen mit Temperaturen von mehreren (hundert) Millionen Grad entstehen. In diesem Fall bestimmt die durch die hohe thermische Energie erzeugte sog. Schwarzkörperstrahlung die „Hügelform“ des Spektrums. Aus der Form des Spektrums kann man die Temperatur der Röntgen-aktiven Materie abschätzen.
Beim Aufprall von schnellen Elektronen auf Materie wird aber nicht nur Bremsstrahlung emittiert. Es werden außerdem Sekundär-Elektronen aus den inneren Hüllen der Atome herausgeschlagen. Die entstehenden Lücken werden durch Elektronen aus den Außenbereichen der Atomhülle wieder aufgefüllt. Dabei wird Energie in Form von Röntgenstrahlung frei; denn die äußeren Elektronen haben aufgrund der Coulomb-Anziehung zwischen negativ geladenen Elektronen und positiv geladenen Atomkernen eine deutlich höhere potentielle Energie als die inneren. Es entstehen sog. Linienspektren: statt eines „Hügels“ gibt es eine Reihe von „Fahnenstangen“ im Spektrum. Denn die Energiedifferenzen verschiedener Elektronen in den Atomen können nur bestimmte Werte annehmen. Diese sind charakteristisch für das jeweilige chemische Element, aus dessen Atomen die Elektronen herausgeschlagen wurden. Mit Hilfe der Röntgenlinien ist also eine Identifikation chemischer Elemente möglich.
Entstehung von Linienspektren; A: Herausschlagen eines inneren Elektrons; B: Aussendung eines Röntgenphotons beim Auffüllen der Lücke (Erläuterungen siehe Text)
Linienspektren entstehen aber nicht nur, wenn schnelle Elektronen auf Metallatome treffen. Immer wenn es zu hochenergetischen Stößen von Atomen oder Ionen untereinander oder mit Elementarteilchen oder Photonen kommt, können die beschriebenen Elektronenübergänge ausgelöst werden. Häufig überlagern sich bei diesen Vorgängen Bremsstrahlungs- und Linienspektren: auf dem Bremsstrahlungshügel sitzen die schlanken Emissionslinien der chemischen Elemente.
Beispiel eines Röntgenspektrums mit Anteilen der kontinuierlichen Bremsstrahlung und mit Röntgenlinien verschiedener Atomsorten (Quelle; Wikipedia, https://de.wikipedia.org/wiki/Charakteristische_R%C3%B6ntgenstrahlung#/media/Datei:Tube_Cu_LiF.PNG)
Alles in Allem ist die Suche nach astronomischen Quellen für Röntgenstrahlung also gleichbedeutend mit der Suche nach hochenergetischen Prozessen im Universum.
Für die Beobachtung von astronomischen Röntgenquellen mit erdgebundenen Röntgen-Teleskopen gibt es allerdings ein Problem: Röntgenstrahlen können unsere Lufthülle nicht durchdringen, da sie fast vollständig absorbiert werden und die Erdoberfläche nicht erreichen. Das mag erst mal merkwürdig klingen, da Röntgenstrahlen den menschlichen Körper leicht durchdringen können und Luft bekanntermaßen eine viel geringere Dichte aufweist. Für die Absorption ist aber nicht die Dichte, sondern die Anzahl der Atome, die der Strahlung im Weg stehen, von Bedeutung. Und die ist in der Atmosphäre aufgrund ihrer Dicke viel größer als beim Durchleuchten des menschlichen Körpers.
Für die Astronomie bleibt also nur der Gang in den Weltraum und damit zur Nutzung von Röntgensatelliten.
Röntgensatelliten benötigen ein abbildendes System zur Bilderzeugung (das eigentliche Teleskop), ein Röntgenspektrometer zur Messung der Energieverteilung und Detektoren für die Röntgenstrahlung. Als Teleskop wird allgemein ein sogenanntes Wolterteleskop verwendet, das aus ineinander gesteckten parabolischen und hyperbolischen Röhren mit einer Gold oder Iridiumbeschichtung besteht. Gold und Iridium haben für Röntgenstrahlen einen Brechungsindex kleiner als eins. Damit wird bei streifendem Lichteinfall Totalreflexion möglich, was Wolterteleskope ausnutzen, um die einfallenden Röntgenstrahlen zu fokussieren. Linsen oder Spiegel wie bei Teleskopen für sichtbares Licht können nicht verwendet werden, da ihre Brechkraft für Röntgenstrahlen zu gering ist bzw. Röntgenstrahlen von den verfügbaren Linsen- und Spiegelmaterialien absorbiert werden.
Funktionsprinzip eines Wolterteleskops mit ineinander geschachtelten paraboloisch und hyperbolisch geformten Röhren (Quelle: Wikipedia, https://de.wikipedia.org/wiki/Wolter-Teleskop#/media/Datei:Wolter-telescope.png)
Als Detektoren kommen CCD-Kameras zum Einsatz. Für die Auftrennung von Röntgenstrahlen unterschiedlicher Energie werden spezielle Gitterspektrometer verwendet.
Röntgensatelliten werden seit den 1960er Jahren in den Weltraum geschossen. Die meisten sind inzwischen außer Betrieb gesetzt. Einer der bekanntesten Satelliten war ROSAT der ESA (European Space Agency), der 2011 beim Wiedereintritt in die Erdatmosphäre planmäßig verglüht ist. Im Folgenden sollen aus Platzgründen nur die wichtigsten aktiven Satelliten kurz besprochen werden.
CHANDRA:
Illustration des Röntgensatelliten CHANDRA (Quelle: NASA)
Der 4,8 t schwere und 13,8 m lange Röntgensatellit der NASA, der 1999 gestartet wurde, läuft auf einer stark elliptischen Bahn um die Erde. Seine Erdentfernung zur Erde beträgt 16.000 bis 139.000 km und seine Umlaufzeit ca. 64 Std.
Ziele:
Generelle Untersuchung von Hochenergieprozessen in der Nähe von Quasaren, Schwarzen Löchern, Neutronensternen, Supernovae etc.
Besonderheit:
sehr hoch aufgelöste Röntgenbilder.
Teleskope:
vierfach verschachteltes Wolter-Teleskop mit Iridiumbeschichtung; 2,7 m lang; Abweichung von Parallelität der Teleskopröhren: 1,3 µm (das entspricht einer Abweichung von 1 mm bei einer Rohrlänge von ca. 200 m). Winkelauflösung: 0,5 Bogensekunden (entspricht der Größe einer Centmünze in ca. 5km Entfernung!).
Instrumente:
ACIS (Advanced CCD Imaging Spectrometer): abbildendes CCD-basiertes Röntgenspektrometer im Energiebereich von 0,2 bis 10 keV (6 – 0,12 nm Wellenlänge), dem wahlweise ein Transmissionsgitter für den Bereich 0,09 – 3 keV (LETGS: Low Energy Transmission Gratings Spectrometer; Auflösung: 0,005 nm) oder 0,4 – 10 keV (HETGS: High Energy Transmission Gratings Spectrometer; Auflösung: 0,001 – 0,002 nm) vorgeschaltet werden kann.
Missionsseite der NASA:
https://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/main/index.html
XMM Newton:
Illustration des Röntgensatelliten XMM Newton (Quelle: ESA)
Der 3,8 t schwere und 10 m lange Röntgensatellit der ESA, der 1999 gestartet wurde, läuft auf einer stark elliptischen Bahn um die Erde. Seine Entfernung zur Erde beträgt 7.000 bis 114.000 km und seine Umlaufzeit ca. 48 Std.
Ziele:
(i) Untersuchung energiereicher Prozesse im frühen Universum
(ii) Prozesse in der Umgebung von Schwarzen Löchern und Neutronensternen
(iii) Details der Sternbildung in Regionen mit hohen Stern-Geburtenraten
(iv) Erforschung von Galaxien-Clustern
Besonderheit:
Messungen aller Instrumente geschehen gleichzeitig.
Teleskope:
Drei zusammen geschaltete Wolter-Teleskope mit jeweils 58 koaxialen Reflektoren, die eine hohe Lichtempfindlichkeit besitzen (Maximum bei 7 keV), aber eine relativ geringe Winkelauflösung von 5 Bogensekunden.
Instrumente:
(i) Je Wolter-Teleskop eine spezielle CCD-Kamera (EPIC: European Photon Imaging Camera); Detektionsbereich: 0,1 – 15 keV; hohe zeitliche Auflösung (jedes Einzelphoton wird registriert); die Energieauflösung beträgt 1/20 bis 1/50 der Photonenenergie
(ii) Reflection Grating Spectrometer (RGS): Energieauflösung 1/100 bis 1/800 der Photonenenergie im Bereich von 0,35 und 2,5 keV. Bei 2 Wolter-Teleskopen wird ein Teil der Röntgenstrahlung auf diese Spektrometer geleitet, um Einzelheiten der Energieverteilung genauer messen zu können
(iii) Optical Monitor: 30 cm Spiegelteleskop für gleichzeitige UV/VIS-Beobachtung des Röntgen-Detektionsgebiets
Missionsseite der ESA:
https://www.cosmos.esa.int/web/xmm-newton
NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array):
Illustration des Röntgensatelliten NuSTAR (Quelle: NASA)
360 kg schwerer Röntgensatellit der NASA, der 2012 gestartet wurde. Er zieht auf einer fast kreisförmigen Bahn in ca. 600 km Höhe um die Erde (Umlaufzeit ca. 1,5 Std.).
Ziele:
(i) Erforschung und Charakterisierung von Röntgenquellen im hohen Energiebereich bis zu 80 kEV
(ii) Beispiele für Objekte, die mit NuSTAR beobachtet werden sollen: Schwarze Löcher, Supernovae, Relativistische Jets, die Milchstraße, Korona der Sonne
Besonderheit:
Spektroskopie und Bilderfassung bis zu 80 keV Röntgenstrahlung (Detektormaterial: CdZnTe) mit Winkelauflösung unter 1 Bogenminute.
Teleskope:
Zwei gleich ausgerichtete Wolter-Teleskope mit großer Brennweite (Montiert an einem 26 m langen Ausleger).
Missionsseite der NASA:
https://www.nasa.gov/mission_pages/nustar/main/index.html
eROSITA:
Foto des Röntgenteleskops eROSITA (Quelle: MPI f. Extraterristrische Physik)
Röntgenteleskop des MPI für Extraterristrische Physik an Bord von Spektr-RG, einem deutsch-russischen Satelliten zur Durchmusterung des Himmels nach Röntgenquellen, das 2019 gestartet wurde.
Ziele:
(i) Kartierung des heißen intergalaktischen Gases in 50 – 100 Galaxien-Clustern
(ii) systematische Suche nach Akkretionsscheiben Schwarzer Löcher in nahen Galaxien und Detektion aktiver Galaxienzentren (supermassive Schwarze Löcher) in ca. 3 Mio Galaxien
(iii) Durchmusterung und Kategorisierung von Röntgenquellen in der Milchstraße
Teleskope:
Sieben identische Wolter-Teleskope mit je 54 ineinander geschachtelten Spiegeln (Goldbeschichtung). Energiebereich: 0,3 – 10 keV; Energieauflösung 168 eV bei 6keV; mittlere räumliche Auflösung, da das Hauptziel die Ermittlung der großräumigen Struktur des Universums und die Testung kosmologischer Modelle (Dunkle Materie, Dunkle Energie) ist.
Informationsseite des Max Planck Instituts für Extraterristrische Physik:
https://www.mpe.mpg.de/eROSITA
Wie auch bei anderen Satellitentypen kann man nur bewundern, welche Möglichkeiten heutige Röntgensatelliten für die Astronomie bieten.
Und vielleicht denkt man ja beim nächsten Arztbesuch daran, dass sich mit Röntgenstrahlen nicht nur Geheimnisse unseres Körpers, sondern auch die des Universums entschleiern lassen…
Weitere Quellen:
BR Alpha Centauri: Woher kommt die Röntgenstrahlung im All?
Wikipedia-Artikel zu Entstehung und Eigenschaften von Röntgenstrahlung
Röntgenstrahlung bei LEIFI Physik
Röntgenstrahlung bei lernhelfer.de
Ich habe gestern Abend mal mit der Kamera (ASI 178MM) am Teleskop (C9.25) einen Flug über den Mondterminator gemacht. Heute habe ich dann daraus ein Video mit einigen Erläuterungen erstellt.
Das Video liegt auf Youtube und kann mit diesem Link aufgerufen werden. Ich wünsche viel Vergnügen beim Anschauen!
Unserem Mitglied Peter Oden ist es gelungen, eine im Virgo-Haufen, genauer in der Doppelgalaxie NGC 4567/8, entdeckte Supernova (SN 2020fqv) in einer Fotografie festzuhalten. Das folgende Bild zeigt das Foto zusammen mit einem Insert, in dem die Supernova als heller Punkt in der Doppelgalaxie zu erkennen ist.
Aufnahme durch 235 mm Teleskop. Verwendet wurden 60% von 50 Aufnahmen à 30 Sekunden (Gesamtbelichtungszeit 25 Minuten).
Die Supernova wurde am 31. März 2020 von der Zwicky Transient Facility (ZTF) am Palomar Observatory in Kalifornien entdeckt, nachdem 3 Tage vorher noch nichts Ungewöhnliches zu sehen war. Das ZTF bedient sich einer besonderen Kamera, mit der man permanent und flächendeckend die nördliche Hemisphäre auf veränderliche Objekte absuchen kann. Somit kann man Supernovae, Kometen und andere veränderliche Objekte zeitnah entdecken.
Sterne beenden ihr Leben häufig als Supernova, indem sie in einer extremen Explosion ungeheuere Mengen an Energie in Form von Licht freisetzten. Ursache für eine solche Supernova ist, dass das Material für die Kernfusion im Stern aufgebraucht ist und der Stern durch seine Eigengravitation in sich zusammen stürzt (sog. Gravitationskollaps, Typ II Supernovae). Durch die Beschleunigung der Sternmaterie in Richtung Kern und Umwandlung der kinetischen Energie in Wärmeenergie steigt die Temperatur im Sterninneren sehr schnell extrem an. Das führt dazu, dass Teile der Sternmaterie explosionsartig nach außen geschleudert werden. Aufgrund der Millionen Grad heißen ausgeworfenen Materie leuchtet der Stern hell auf – viel heller als er in seinem normalen Leben jemals gewesen ist (üblicherweise wird in einer Supernova mehr Energie freigesetzt als unsere Sonne in ihrem bisheigen Leben insgesamt ausgestrahlt hat). Es gibt neben den Gravitationskollaps-Supernovae noch solche vom Typ Kernfusions-Supernova (Typ Ia). Sie kommen zustande, weil in Doppelsternsystemen ein weißer Zwerg Materie von seinem Begleiter ansaugt und dadurch seine Gravitationskraft so stark ansteigt, dass in seinem Inneren die Fusion schwerer Atomkerne plötzlich möglich wird. Auch dies führt zu einer Explosion des Weißen Zwergs; einer Explosion, die übrigens normalerweise noch viel energiereicher ist als die einer Typ II Supernova. Die beiden Supernova-Typen können über ihre Lichtkurve (zeitliche Änderung der Lichtintensität) und ihr elektromagnetisches Spektrum unterschieden werden.
Die von Peter Oden fotografierte Supernova ist vom Typ IIb, ist also eine Gravitationskollaps-Supernova. Das „b“ bedeutet, dass es sich um eine Supernova in ihrer Frühphase handelt, die dadurch gekennzeichnet ist, dass das Spektrum zunächst durch Spektrallinien von Wasserstoff gekennzeichnet ist, dann aber innerhalb von Wochen von Heliumlinien dominiert wird. Dies wird dahingehend interpretiert, dass die Vorläufersterne ihre Wasserstoffhülle bereits weitgehend verloren hatten und deshalb sehr schnell das Produkt der Wasserstofffusion, nämlich Helium, in den Spektren überwiegt.
Das nachfolgende Bild zeigt das Spektrum der neuen Supernova im Vergleich mit einer älteren Supernova vom Typ II (SN 2013cu). Es stammt von der International Astronomical Union (IAU) Supernova Working Group (https://wis-tns.weizmann.ac.il/sites/default/files/astronotes_files/268/SN2020fqv_vs_2013cu.pdf).
Vergleich des Spektrums der neuen Supernova (SN2020fqv) mit älterer Supernova TypII (SN2013cu) im sichtbaren Licht (IAU Supernova Working Group)
Wenn man die Bedingungen betrachtet, unter denen die Supernova aufgenommen wurde (Lichtverschmutzung in der Bonner Umgebung, Amateur-Teleskop) ist es schon erstaunlich, mit welcher Qualität solche Aufnahmen gemacht werden können.
Anfang des Jahres hatte es eine astronomische Nachricht mal wieder in die normale Presse geschafft: die Helligkeit von Beteigeuze (engl.: Betelgeuse), dem Schulterstern des Orion, nehme stark ab und der Stern stehe scheinbar kurz vor seinem Ende durch eine Supernova-Explosion. Abb. 1 zeigt Beteigeuze im Januar und Dezember 2019 im Vergleich, aufgenommen mit dem Very Large Telescope der Europäischen Südsternwarte.
Abb.1: This comparison image shows the star Betelgeuse before and after its unprecedented dimming. The observations, taken with the SPHERE instrument on ESO’s Very Large Telescope in January and December 2019, show how much the star has faded and how its apparent shape has changed.
Beteigeuze ist ein roter Überriese (700facher Radius der Sonne!) und damit ein Stern, der sich in seiner letzten Lebensphase befindet – wobei diese nach menschlichen Maßstäben sehr lange andauern kann. Rote Überriesen weisen generell Schwankungen ihrer Helligkeit auf. Diese beruhen auf der inneren, zwiebelartigen Struktur solcher Sterne. Im Zentrum herrschen so hohe Temperaturen, dass entgegen der elektrischen Abstoßung selbst hochgeladene Atomkerne wie die von Silizium verschmelzen können (Siliziumkerne sind 14-fach positiv geladen). Weiter weg vom Kern des Sterns nehmen die Temperaturen ab und es können nur kleinere und weniger hoch geladene Atomkerne fusionieren. In den äußersten Schichten des roten Riesen sind die Temperaturen so weit abgesunken, dass „nur“ noch Helium- und Wasserstoffkerne fusionieren können – ein Prozess, mit dem derzeit unsere Sonne ihre Energie erzeugt und auch die nächsten 4 bis 5 Milliarden Jahre noch erzeugen wird (Abb. 2).
Abb. 2: Im Inneren eines Roten Riesen werden mit zunehmender Tiefe immer schwerere Aomkerne fusioniert. Dabei steigt die Temperatur sehr stark an. (H: Wasserstoff; He: Helium; C: Kohlenstoff; Ne: Neon; O: Sauerstoff; Si: Silizium; Fe: Eisen)
Durch die großen Temperaturunterschiede in den verschiedenen Schichten eines roten Überriesen kommt es zu Turbulenzen, die eine teilweise Durchmischung der Schichten bewirken (ähnlich wie heißes Wasser im Kochtopf von unten nach oben steigt und dadurch das Wasser umrührt). Auf diese Weise gelangen mal heißere, mal kühlere Gasmassen des Sterns an seine Oberfläche. Und da die Leuchtkraft eines Sterns von seiner Oberflächentemperatur abhängt, schwankt seine Helligkeit über die Zeit.
Bei Beteigeuze sind solche Schwankungen seit langer Zeit bekannt. Es sind sogar regelmäßige (periodische) Schwankungsanteile bekannt. Die drei wichtigsten Schwankungsperioden betragen ca. 5 Jahre, 420 Tage und 3 bis 6 Monate. Seit Ende 2019 zeigte sich aber, dass eine Abdunklung von Beteigeuze am Laufen war, die sich als ungewöhnlich stark erwies. Und da eine Abdunklung roter Überriesen ein Vorzeichen für ihre Explosion als Supernova ist, keimte die Hoffnung in der astronomischen Gemeinschaft, dass die Explosion unmittelbar bevorstehen könnte. Neben der spektakulären Tatsache, dass Beteigeuze dann für einige Wochen so hell wie der Vollmond leuchten könnte, hätte das eine unvergleichliche Gelegenheit geboten, die astrophysikalischen Vorstellungen über Supernovae in allen Einzelheiten zu prüfen – einer Supernova, die in unserer unmittlbaren galaktischen Nachbarschaft stattfinden würde.
Seit Ende Februar hat sich diese Hoffnung der Astronomen und Astrophysiker zerschlagen: Die Helligkeit von Beteigeuze steigt wieder an. Es hat sich also bestätigt, was schon gemutmaßt worden war: die drei Haupt-Schwankungsperioden liefen gleichzeitig „nach unten“, sodass sich ihre individuellen Anteile am Helligkeitsverlust addiert haben. Abb. 3 zeigt den Helligkeitsverlauf von Beteigeuze im Zeitraum von August 2019 bis Anfang März 2020, wie er von der American Association for Variable Star Observers (AAVSO) veröffentlicht wurde. Der Anstieg der Leuchtkraft ab Anfang Februar ist klar zu erkennen.
Abb. 3: Helligkeitsverlauf von Beteigeuze von August 2019 bis März 2020
Kühlere Materie an der Oberfläche von Beteigeuze („Staub“) als Ursache für die Abdunklung wird auch durch die gemessene Wellenlängenabhängigkeit der Leuchtkraft plausibel gemacht. So war im Gegensatz zum Helligkeitsverlust im blauen Licht kaum eine Änderung im roten bzw. infraroten Bereich zu erkennen. Zudem sieht das Spektrum von Beteigeuze inzwischen wieder so aus wie vor der Helligkeitsabnahme, wobei es zwischenzeitlich deutliche Änderungen gegeben hatte. Ebenfalls von der AAVSO stammt Abb.4, in der das Spektrum des sichtbaren Lichts (Wellenlängenbereich von 4000 bis 7800 Angström bzw. 400 – 780 nm) gezeigt ist. Die Kurven vom 30.12.2019 (schwarz) und 03.03.2020 (orange) sind praktisch deckungsgleich, während die Intensität der Spektralkurven in der Zeit dazwischen im höheren Wellenlängenbereich deutlich erhöht ist.
Abb. 4: Änderung des Spektrums von Beteigeuze im Zeitraum vom 30.12.2019 bis zum 03.03.2020
Außerdem hat man für eine bevorstehende Supernova zu wenig schwerere Atomkerne im Spektrum des Sterns gefunden. Die Turbulenzen im Sterninneren hätten nämlich Silizium & Co vermehrt an die Oberfläche spülen müssen, wenn eine Supernova bevorstehen würde.
Aus diesen und anderen Messdaten nimmt man inzwischen an, dass es noch einige zehntausend oder gar hunderttausend Jahre dauern wird, bis es zur Supernova-Explosion kommen wird. Wie sagt es Josef M. Gassner in seinem sehr empfehlenswerten Video: Eine geplante Supernova-Party zu verschieben bringt nichts; es ist eher Absagen angesagt…
Quellen:
https://www.youtube.com/watch?v=wuYxxDsO58U (ein Update über Beteigeuze vom 13.03.2020 durch Josef M. Gassner)
https://www.aavso.org/betelgeuse (eine spezielle Seite über Beteigeuze der „American Association of Variable Star Observers, AAVSO“)
Referent: Dipl. Ing. Klaus Hennecke
Die Sonne ist nicht nur unser nächster Stern, sondern auch eine nach menschlichen Maßstäben unerschöpfliche Energiequelle. Eine noch wenig bekannte Nutzungsmöglichkeit sind konzentrierende Kollektorsysteme zur Erzeugung von Hochtemperaturwärme, Strom oder „solaren“ Kraftstoffen. Der Vortrag erläutert Funktionsweise und Entwicklungsstand dieser Technologien und ihre Rolle in einem zukünftigen Energiesystem auf der Basis erneuerbarer Energien.
Klaus Hennecke studierte Luft- und Raumfahrttechnik an der Hochschule der Bundeswehr in München. Seit Ende seiner Dienstzeit als Marineoffizier im Sommer…
