Bei seinem Aufenthalt in Südafrika vor 155 Jahren wurde der britische Astronom John F. Herschel (1792 bis 1871) Zeuge einer ungewöhnlichen Himmelserscheinung: Ein unauffälliges, mit bloßem Auge nicht erkennbares Objekt im Sternbild Carina ("Kiel des Schiffes") flammte plötzlich auf und wurde innerhalb weniger Tage mit einer Größenklasse von etwa -1 zum zweithellsten Stern am Himmel nach Sirius. (Die Größenklasse ist proportional zum negativen Logarithmus der relativen optischen Helligkeit eines Himmelskörpers; je niedriger ihr Wert, desto heller erscheint das Objekt im sichtbaren Spektralbereich.) Seither hat Eta Carinae, wie der knapp 8000 Lichtjahre entfernte Stern nach astronomischer Konvention genannt wurde, Generationen von Himmelsforschern fasziniert und irritiert. Wegen seiner Position am Südhimmel ist er in unseren geographischen Breiten allerdings nicht zu sehen.
Nach dem spektakulären Aufglühen fiel die Helligkeit des Objekts zunächst kontinuierlich bis etwa auf die Größenklasse 8 ab. Doch seit rund 100 Jahren nimmt sie allmählich wieder zu und hat mittlerweile ungefähr die Größenklasse 6 erreicht. Außerdem ist Eta Carinae heute von einem Nebel umgeben, dessen Ausdehnung und Expansionsgeschwindigkeit von etwa 500 Kilometern pro Sekunde darauf hindeuten, daß sein Material überwiegend beim großen Ausbruch von 1843 abgestoßen wurde. Wie sich dem von Emissionslinien geprägten Spektrum entnehmen läßt, scheinen auch heute noch größere Materiemengen in Form eines Windes von dem Stern abzuströmen.
Der innere Nebel, der auch als "Homunculus" bekannt ist, weil seine Kontur an ein kleines Männchen erinnert (Bild 1), enthält große Mengen Staub. Dieser verschluckt den Hauptteil des vom Stern ausgestrahlten sichtbaren und ultravioletten Lichts, gibt die aufgenommene Energie allerdings im Infrarotbereich als Wärmestrahlung wieder ab. Deshalb ist Eta Carinae bei einer Wellenlänge von 20 Mikrometern (tausendstel Millimetern) das hellste Objekt am Himmel außerhalb unseres Planetensystems. Insgesamt strahlt es pro Sekunde etwa viermillionenmal mehr Energie ab als die Sonne und ist damit einer der leuchtkräftigsten Sterne, die man kennt.
Heute wird Eta Carinae wegen seiner charakteristischen Variationen im Spektrum und in seiner Helligkeit zur Klasse der Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen (LBV) gezählt. Unter diesen massereichen Sternen, die sich in einer späten, unruhigen Entwicklungsphase befinden, nimmt das System wegen einiger Besonderheiten – wie dem großen Ausbruch und dem spektakulären Nebel – allerdings eine Sonderstellung ein.
Was hat den plötzlichen Helligkeitsanstieg von 1843 verursacht? Auch nach anderthalb Jahrhunderten ist die Antwort noch umstritten. Der Gedanke an eine Supernova liegt nahe; doch klang der Ausbruch sehr viel langsamer ab als bei einer solchen Sternexplosion üblich. Andererseits variiert die Helligkeit Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher an sich schon innerhalb von Jahrzehnten relativ stark, während die Sterne sich bis zum Zehnfachen ihres Volumens aufblähen und wieder zusammenziehen. Der Ausbruch von Eta Carinae erfolgte jedoch viel schneller und war wesentlich stärker als diese Helligkeitsschwankungen.
Angesichts dieser Erklärungsprobleme wurden schon früher Modelle zur Diskussion gestellt, wonach es sich bei dem ungewöhnlichen Objekt nicht um einen einzelnen Himmelskörper, sondern um ein System aus zwei umeinander rotierenden Sternen handeln könnte, deren Wechselwirkung den Ausbruch verursacht hätte. Dagegen sprach bisher, daß zwar in jahrzehntelangen Beobachtungen beträchtliche Variationen des Spektrums und der Helligkeit festgestellt wurden, es in all der Zeit jedoch nicht gelang, eine stabile Periode in den Schwankungen zu entdecken.
Eine solche Regelmäßigkeit fand erst 1996 Augusto Damineli von der Universität von Colorado in Boulder. Aus Messungen der variablen Stärke einiger Emissionslinien im optischen Spektralbereich und im nahen Infrarot leitete er eine Periode von 5,52 Jahren ab (Bild 2 oben und Mitte). Im vergangenen Jahr berichteten dann Damineli, Peter S. Conti von der Universität von Colorado und Dalton F. Lopes vom brasilianischen Nationalobservatorium in Rio de Janeiro auch über Variationen der Radialgeschwindigkeit, also der Geschwindigkeitskomponente des Sterns in Richtung der Sehlinie des Beobachters. Abgeleitet aus Doppler-Verschiebungen in der Frequenz der Emissionslinien, sprechen diese Änderungen für ein Doppelsternsystem mit genau derselben Umlaufperiode von 5,52 Jahren. Inzwischen wurde die gleiche Periode auch in der Intensität der Strahlung im Radio- und im Röntgenbereich gefunden (Bild 2 unten).
Problematisch an diesen Ableitungen war allerdings, daß sie sich auf verstreute Messungen aus einigen wenigen Zyklen stützten. Um zu einer verläßlicheren Aussage zu kommen, analysierten wir deshalb zusammen mit Damineli und Lopes nachträglich eine große Anzahl von Spektren, die wir zwischen 1992 und 1997 aufgenommen hatten. Mit diesem Datensatz, der fast einen vollen Zyklus lückenlos überdeckt, ließ sich die Periode deutlich exakter bestimmen und für den Jahreswechsel 1997/98 ein Minimum in der Stärke der Emissionslinien vorhersagen. Daß es genau zum prognostizierten Zeitpunkt auftrat, spricht für die Richtigkeit unserer Analyse. Auch der Verlauf des gemessenen Strahlungsflusses im Infrarot-, Radio- und Röntgenbereich folgte präzise der Vorhersage.
Wie lassen sich diese Beobachtungen nun deuten? Am aussagekräftigsten sind die Variationen der Radialgeschwindigkeit (Bild 3). Interpretiert man sie als Umlauf eines Sterns um einen verborgenen Begleiter in einem Binärsystem, läßt sich daraus seine projizierte Bahn in der Himmelsebene und die Gesamtmasse der beiden Komponenten berechnen. Demnach besteht Eta Carinae aus zwei Sternen von insgesamt etwa 140 Sonnenmassen und ist somit eines der massereichsten bekannten Doppelsternsysteme überhaupt. Allerdings konnte die zweite Komponente bisher nicht in den Spektren gefunden und identifiziert werden.
Interessanterweise folgt der beobachtbare Hauptstern einer stark exzentrischen Bahn, die ihn im Periastron – dem Punkt der größten Annäherung an seinen Begleiter – ziemlich dicht an diesen heranführt. Doch bleibt der Abstand mit etwa drei Astronomischen Einheiten – also der dreifachen mittleren Entfernung Erde-Sonne (rund 150 Millionen Kilometer) – groß genug, daß es zu keiner direkten Wechselwirkung kommt.
Dagegen sind sehr wohl indirekte Einflüsse möglich. Wie erwähnt, geht von dem beobachtbaren Hauptstern ein Sternwind aus. Nun ist von ähnlichen Binärsystemen bekannt, daß sich durch Wechselwirkung der Materie-Ausflüsse beider Komponenten zum Zeitpunkt ihrer größten Annäherung Staub in den Hüllen bilden kann, der die optische und kurzwelligere Strahlung absorbiert und sie im Infraroten wieder abgibt. Man würde also erwarten, daß beim Durchgang durch das Periastron gleichzeitig in allen Wellenlängenbereichen die stärksten Variationen auftreten, wobei die Intensität der Emissionslinien und der Röntgenstrahlung ein Minimum, die der Infrarotstrahlung dagegen ein Maximum erreicht. Genau dies zeigen die Beobachtungen von Eta Carinae.
Auch für den großen Ausbruch von 1843 böte das Doppelsternmodell in Verbindung mit den bekannten Pulsationen Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher einen überzeugenden Erklärungsansatz. Wäre damals zufällig ein Periastrondurchgang mit einer Phase maximaler Ausdehnung der sichtbaren Komponente von Eta Carinae zusammengetroffen, hätte die Entfernung zum verborgenen Begleiter klein genug werden können, daß dieser Gezeitenkräfte auf den Hauptstern ausübte oder sogar Masse von ihm abzog. Nun befinden sich Leuchtkräftige Blaue Veränderliche, wie ihre Pulsationen und starken kurzfristigen Helligkeitsänderungen zeigen, ohnehin in einer prekären Balance, in der das Gewicht der äußeren Schichten nur mühsam den Strahlungsdruck aus dem Innern ausgleicht, wo Kernfusionsprozesse gewaltige Energiemengen freisetzen. Unter diesen Umständen könnte schon ein schwacher Zug an der Oberfläche den Stern instabil werden lassen, so daß er sich noch viel weiter aufbläht und große Materiemengen ausstößt – man denke etwa an einen Topf mit kochendem Wasser, dessen Deckel leicht angehoben wird.
Damit sind freilich keineswegs alle Rätsel von Eta Carinae gelöst. So ist noch nicht endgültig gesichert, daß die Variationen in der Radialgeschwindigkeit wirklich von den wechselseitigen Umlaufbewegungen der Sterne eines Binärsystems herrühren. Weil die Spektrallinien, deren Doppler-Verschiebungen man mißt, nicht direkt auf der Sternoberfläche, sondern in der abströmenden Materie entstehen, könnten die Geschwindigkeitsvariationen auch durch Änderungen des Sternwindes selbst hervorgerufen werden. Dagegen spricht allerdings ihre strenge Periodizität, die durch die neuesten Messungen nun auf festerem Fundament steht. Fragen wirft auch eine weitere Periode von etwa 85 Tagen auf, die im vergangenen Jahr bei intensiven Röntgenbeobachtungen gefunden wurde. Hier könnte es sich um die Zeit handeln, in der sich die Hauptkomponente des Doppelsternsystems einmal um sich selbst dreht.
Jedenfalls gilt noch immer, was Herschel 1847 über Eta Carinae sagte: "Seine weitere Entwicklung wird von großem physikalischen Interesse sein."


Aus: Spektrum der Wissenschaft 4 / 1998, Seite 14
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