Eta Carinae
Bayer-Bezeichnung | η Car |
Katalogeinträge |
HD 93308 HR 4210 TYC 8626-02809-1 |
Position | RA 10h 45m 3,60s Dekl -59° 41' 3,0" |
scheinbare Helligkeit | (6,21m) |
Spektralklasse | pec |
Abstand vom Sonnensystem | 7.000–10.000 Lichtjahre |
η Carinae oder eta Carinae ist ein veränderlicher, sehr massereicher Stern von 100 bis 150 Sonnenmassen, der mit etwa der vier- bis fünfmillionenfachen Leuchtkraft der Sonne strahlt. Seinen Namen trägt er, da er in dem südlichen Sternbild Carina, dem Schiffskiel, liegt. Der Stern liegt in etwa 7.000 bis 10.000 Lichtjahren Entfernung, innerhalb des offenen Sternhaufens Tr 16, der wiederum in einem riesigen Nebelkomplex eingebettet ist, dem Carinanebel NGC 3372.
η Carinae ist einer der massereichsten Sterne der Milchstraße.
Die Kernfusion verbraucht in solchen Sternen aufgrund des durch die Masse erzeugten hohen inneren Druckeses und der dadurch bedingten hohen Temperatur den vorhandenen Wasserstoff (und im Verlauf ihrer weiteren Entwicklung auch schwerere Elemente) mit einer wesentlich höheren Rate als die Sonne, wobei enorme Energiemengen in Form von Strahlung freigesetzt werden. Der Grund dieses "Verhaltens" ist die Notwendigkeit aller Sterne sich gegen ihre eigenen Masse zu behaupten, was mit steigender Masse einer exponentiell wachsenden Energiemenge bedarf.
Die hohe Fusionsrate führt dazu, dass ihr Kernbrennstoff in verhältnismäßig kurzer Zeit, nämlich innerhalb von wenigen Millionen Jahren, verbraucht ist und sie dann in einer Supernova oder einer (bisher hypothetischen) Hypernova explodieren und höchstwahrscheinlich als schwarzes Loch enden. Die Sonne hat zum Vergleich eine zu erwartende Lebensdauer von 10 Milliarden Jahren.
Der Stern η Carinae gehört zu einer besonderen Klasse von instabilen blauen Riesensternen, die im Englischen als Luminous Blue Variables (LBV), also Leuchtstarke Blaue Veränderliche bezeichnet werden. Es wird angenommen, dass alle Sterne mit einer Anfangsmasse von mehr als etwa 20 Sonnenmassen das LBV-Stadium durchlaufen, allerdings nur einige zehntausend Jahre dort verweilen. Es wurden erst sechs LBVs in der Milchstraße entdeckt, einige weitere sind in den Nachbargalaxien der lokalen Gruppe bekannt.
Bemerkenswert ist η Carinae wegen seiner Ausbrüche und der dadurch sich ändernden Helligkeit. Bei seiner ersten Katalogisierung durch Edmond Halley im Jahr 1677 war er ein Stern 4. Größe, steigerte jedoch seine Helligkeit und wurde 1730 als einer der hellsten Sterne im Schiffskiel wahrgenommen. Bis 1782 sank er wieder auf seine vormalige Helligkeit zurück, um sie dann ab 1820 allmählich wieder zu erhöhen. 1827 war sie bereits zehnmal so hoch, entsprechend 2,5 Größenklassen, und zwischen 1837 und 1856 kam es zu einen gewaltigen Ausbruch, der Großen Eruption, bei dem er schließlich gegen 1843 -0,8 Magnituden erreichte. Der Ausbruch hatte das Ausmaß einer Supernova und machte den Stern trotz seiner Entfernung innerhalb kürzester Zeit zum zweithellsten neben Sirius. Er überlebte jedoch und verblasste in den Folgejahren zusehends. Von 1900 bis 1940 war er mit 7 bis 8 Magnituden nur noch im Teleskop oder Fernglas sichtbar. 1940 wurde er dann allmählich wieder heller und auch wieder mit bloßem Auge sichtbar. 2002 besaß er eine Helligkeit von 5 bis 6 Magnituden, nachdem er sie von 1998 bis 1999 in 18 Monaten verdoppelt hatte.
η Carinae ist von einem sich ausbreitenden bipolaren Nebel umgeben, der wegen seines Erscheinungsbildes auf Fotoplatten, ähnlich dem eines Apfelmännchenss, auch Homunkulusnebel genannt wird. Der Nebel hat in Wirklichkeit die Gestalt zweier entgegengesetzter Kegel, deren Spitzen in η Carinae ihren Ursprung haben, und misst bei einer scheinbaren Größe von 18" von Ende zu Ende etwas mehr als 0,5 Lichtjahre. Durch ihre Ausbreitungsgeschwindigkeit von bis zu 700 km/s, die mit Hilfe verschiedener Aufnahmen von 1945 bis 1995 aus ihrer Eigenbewegung abgeschätzt wurde, lässt sich die Wolke auf den Ausbruch in den 1840er Jahren zurückführen; sie ist vermutlich mitverantwortlich für den damaligen Helligkeitsabfall, da sie den Stern verdeckt und den Großteil seines Lichts verschluckt. Bereits auf Aufnahmen, die im Abstand eines Jahres gemacht werden, lassen sich sichtbare Veränderungen an ihrer Größe ausmachen.
Die Kegel sind in Richtung der Rotationsachse des Sterns ausgerichtet. In Richtung der beiden Kegel, also an den Rotationspolen, stößt der Stern auch weiterhin enorme Mengen von Materie aus. Von der Erde aus wird η Car genau längs durch eine der Kegelwände gesehen. Dadurch wird das Licht um einen Faktor 100, etwa 5 Magnituden, im Vergleich zum Licht des Nebels abgeschwächt. Andere LBV haben ebenfalls derartige bipolare Nebel, durch den wesentlich höheren Kontrast erscheinen sie aber weniger prächtig auf Bildern.
Bei bipolaren Wolken um andere, weitaus weniger schwere Sterne (siehe planetarischer Nebel) hatte man eine dichte äquatoriale Scheibe angenommen, die das Auswurfmaterial nur an den beiden Polen des Sterns ungehindert austreten lässt. Da bei η Carinae nun auch in der Ebene der äquatorialen Scheibe selbst Material mit hoher Geschwindigkeit austritt, ist man sich nicht schlüssig, welche Mechanismen hier tatsächlich wirken.
Aus Masse und Ausbreitungsgeschwindigkeit der bipolaren Wolken wurde deren kinetische Energie errechnet, die Aufschluss über das Ausmaß der Eruptionen gibt. Demnach enspricht sie der Energiemenge, die die Sonne in 200 Millionen Jahren freisetzt und liegt damit in der Größenordnung von 2·1042 J. Für die äquatoriale Scheibe ergibt sich etwa der halbe Wert, da sie eine höhere Ausbreitungsgeschwindigkeit besitzt, aber weniger Masse enthält.
Die Ursache für derartige Ausbrüche ist von den Astronomen noch nicht verstanden. Eine wahrscheinliche Annahme ist, dass sie durch aufgestauten Strahlungsdruck der enormen Leuchtkraft hervorgerufen werden, d. h., dass der Druck der nach außen gerichteten Strahlung irgendwann die nach innen gerichtete Gravitation überwiegt, wodurch das hydrostatische Gleichgewicht kurzzeitig zusammenbricht und der Stern explosionsartig riesige Mengen von Materie seiner äußeren Hüllen abstößt.
Sie zeigen jedenfalls, dass der Stern höchst instabil ist und am Ende seines Lebenszyklus angelangt ist. Man vermutet, dass er mindestens einmal in tausend Jahren einen größeren Ausbruch durchläuft und dass er wohl innerhalb der nächsten 100.000 Jahre als Supernova explodieren wird. Dies macht ihn zu einem hochinteressanten Forschungsobjekt, da sich an ihm die letzten Stadien der Sternentwicklung und deren Übergänge beobachten lassen.
Die Beobachtungen der letzten Jahre haben ergeben, dass die Helligkeit des Sterns kontinuierlich steigt. Dies muss aber nicht unbedingt bedeuten, dass sich die Leuchtkraft des Sternes selbst erhöht; auch eine Abnahme des absorbierenden Materials in der unmittelbaren Umgebung kann die Ursache des Anstiegs sein. Der Steigerung überlagert sind mehrere periodische Schwankungen:
Jüngste Beobachtungen, die allerdings noch genauerer Überprüfung bedürfen, bei denen gewisse periodische Veränderungen im Spektrum gefunden wurden, deuten darauf hin, dass es sich bei η Carinae möglicherweise um ein Doppelsternsystem handelt, in dem sich die beiden Komponenten in etwa 5,54 Jahren einmal umkreisen. Mit eben dieser Periode treten auch die Minima bei der Röntgenstrahlung aus dem Zentralbereich auf, die sich damit als Verdeckung einer Doppelsternkomponente durch die andere erklären ließe. Die Röntgenstrahlung könnte durch das Aufeinanderprallen der Sternwinde der beiden Komponenten erzeugt werden. Es konnte bisher allerdings noch kein schlüssiges Modell dieses Systems aufgestellt werden, das alle beobachteten Phänomene zugleich erklärt.
Es gibt mehrere Theorien zur Beschreibung des Mechanismus, der die Entstehung der bipolaren Wolken des Homunkulusnebels bewirkt hat: Eine besagt, dass das Magnetfeld des Sterns das fortgeschleuderte Plasma in zwei Vorzugsrichtungen gebündelt habe. Eine weitere führt die Wolken auf den Einfluss der Gravitation des Begleitsterns zurück, während eine dritte die Rotation des Sternes dafür verantwortlich macht. Letztere wird durch die neuesten Daten favorisiert; es existiert aber noch keine einhellige Lehrmeinung.
Darüberhinaus stellte der Astronom Sveneric Johansson aufgrund von spektrographischen Untersuchungen an η Carinae von 1996 die Theorie auf, dass unmittelbar um den Stern herum ultraviolettes Laserlicht entstehe. Derartige Laserphänomene wurden zwar in der Natur bis dahin noch nicht beobachtet, im energetisch schwächeren Mikrowellenbereich strahlende kosmische Maser dagegen schon.
Von weiterem Interesse ist für die Astronomen, historische Belege für noch frühere Ausbrüche zu finden, um Aussagen über deren Häufigkeit treffen zu können. Die Suche danach ist bisher allerdings nahezu ergebnislos geblieben, lediglich ein Mythos der Sumerer aus dem 4 bis 3. Jahrtausend v. Chr über deren Gott Ea, der in Form eines veränderlichen Sterns erschienen sein soll, könnte mit η Carinae in Zusammenhang stehen. Bewiesen ist dies allerdings nicht, zumal keine Angaben zu finden sind, an welcher Stelle des Himmels Ea gestanden haben soll.
Siehe auch: pulsationsveränderlicher Stern, Liste der Sterne
Auswirkung der Masse auf den Lebenszyklus
Ausbrüche
Homunkulusnebel
Äquatoriale Scheibe
Senkrecht zur Ausbreitungsrichtung der kegelförmigen Wolken, in der so genannten äquatorialen Ebene, befindet sich eine relativ flache Scheibe, die ebenfalls aus fortgeschleudertem Material besteht. Die Geschwindigkeitsabschätzungen für sie ergeben eine höhere Geschwindigkeit als die der bipolaren Wolke und zeigen, dass sie viel später als diese ausgestoßen sein worden muss, in den 1890er Jahren. Da η Carinae nach seinem großen Ausbruch in den 1840ern sehr genau beobachtet wurde, konnte in den Aufzeichnungen seiner Helligkeitskurve in diesem Zeitraum auch ein kurzzeitiger Anstieg gefunden werden.Wolkenmaterial und Energiefreisetzung
Das Material von Wolke und Scheibe besteht aus Gas mit einem hohen Anteil an Stickstoff und Staub und wird durch den Stern erhitzt. Infolgedessen strahlt der Homunkulusnebel im Infrarotbereichbereich und ist eines der hellsten Infrarotobjekte der Milchstraße überhaupt. Da die Infrarotstrahlung im Gegensatz zum sichtbaren Licht in der Lage ist, den Staub zu durchdringen, ist es möglich, in diesem Wellenlängenbereich auch die größtenteils verdeckte von uns abgewandte Wolkenhälfte zu beobachten. Dadurch konnte die Masse der beiden Wolken auf je etwa eine und die der äquatorialen Scheibe auf etwa eine halbe Sonnenmasse abgeschätzt werden.
Die Existenz von Staub im Auswurfmaterial des Sterns wird darauf zurückgeführt, dass es sich mit zunehmender Entfernung abkühlte und so die Bildung von Staubteilchen zuließ.Ältere Ausbrüche
Etwas entfernt vom Homunkulusnebel befindet sich älteres Auswurfmaterial, das möglicherweise bei einem ähnlichen Ausbruch im 15. Jahrhundert fortgeschleudert wurde.
Aufnahmen des Röntgen-Satelliten Chandra von 1999 zeigen zudem einen hufeisenförmigen Ring mit einem Durchmesser von etwa 2 Lichtjahren, von dem auf einen weiteren großen Ausbruch vor mehr als tausend Jahren geschlossen wird. Im Röntgenbereich zeigt sich zudem, dass das Gas in unmittelbarer Nähe des Zentralsterns eine Temperatur von etwa 60 Millionen Kelvin aufweist und im Außenbereich des Rings, wo das Gas mit der interstellaren Materie zusammenstößt und abgebremst wird, etwa 3 Millionen Kelvin.Strahlungsschwankungen
Theorien
Die Einzigartigkeit von η Carinae
Der Anblick, den η Car bietet, ist einzigartig. Dies liegt an der relativen Nähe zur Erde, verglichen mit anderen LBVs, und an dem Umstand, dass das Licht des Zentralsterns gegen das Licht des Nebels stark abgeschwächt wird. Dadurch wird der Nebel nicht nur auf Bildern deutlicher, sondern auch Spektrallinien des Nebels erscheinen um einen Faktor hundert stärker als ohne diese Abschwächung. Daher wurde η Car auch selbst lange für ein einzigartiges Objekt gehalten. Es mehren sich jedoch die Anzeichen, dass η Car, sähen wir ihn aus einem anderen Winkel, sich nur gering von anderen LBVs im oberen Massebereich unterscheiden würde. So weisen zum Beispiel alle in ausreichendem Detail untersuchten LBVs bipolare Nebel wie den Homunkulus auf.Archäoastronomische Untersuchungen
Weblinks
Beurteilung:
Exzellenter Artikel