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Cepheiden: Standardkerze für Entfernungen im Universum neu geeicht

Ein DoppelsternsystemLaden...
Ein internationales Astronomenteam bestimmte erstmals die genaue Masse eines veränderlichen Sterns vom Typ der Cepheiden. Dieser Cepheide und ein Begleitstern bilden ein Doppelsternsystem, das die Forscher kurz zuvor in der großen Magellanschen Wolke entdeckt hatten.

Cepheiden sind instabile Sterne, die größer und viel heller als die Sonne sind. Regelmäßig dehnen sie sich aus und ziehen sich anschließend wieder zusammen und werden dabei periodisch heller und dunkler. Ein solcher Kreislauf dauert je nach Stern zwischen einigen Tagen und mehreren Monaten. Die Zeit, die der Cepheide benötigt, um eine solche Hell-Dunkel-Periode zu durchlaufen, ist bei leuchtkräftigeren länger und kürzer bei leuchtschwächeren Sternen. Dieser Zusammenhang lässt sich genau bestimmen.

Durch die Untersuchung von Cepheiden können Astronomen deswegen die Entfernung von nahen Galaxien messen. Je länger die Hell-Dunkel-Periode, desto leuchtkräftiger und damit weiter entfernt ist der Cepheide. Mit diesem Zusammenhang lässt sich die gesamte Entfernungsskala im Universum eichen.

Trotz ihrer großen Bedeutung konnten bisher die Massen solcher Cepheiden nicht genau bestimmt werden. Zwei Theorien dazu machen Vorhersagen über die Massen der veränderlichen Sterne, die sich um 20 bis 30 Prozent unterschieden. Die Theorie der Sternpulsation besagt, dass sich die Masse der Cepheiden über die erwähnte Pulsation-Leuchtkraft-Beziehung bestimmen lässt. Die Theorie der Sternentwicklung berücksichtigt dagegen die Veränderungen der Cepheiden. Da es sich bei Cepheiden um alte Sterne handelt, gehen Astronomen davon aus, dass sie im Laufe ihrer Existenz Masse verloren haben, die in den Schätzungen mitberücksichtigt werden muss.

Das Astronomenteam unter der Leitung von Grzegorz Pietrzynski bestimmte die Masse des Cepheiden OGLE-LMC-CEP0227 mit dem HARPS-Instrument des Observatoriums La Silla in Chile mit einer Unsicherheit von nur einem Prozent.

Diese genaue Bestimmung war möglich, weil sich der Cepheid in einem Doppelsternsystem befindet, dessen Bahnebene von der Erde aus von der Seite sichtbar ist. Aus dieser Perspektive ändert sich die scheinbare Helligkeit des Sternensystems, wenn der etwas größere und kühlere Begleitstern des Cepheiden vor oder hinter ihm vorbeizieht. In diesem Fall umkreisen sich die beiden Sterne einmal alle 310 Tage und der Cepheide pulsiert mit einer Periode von 3,8 Tagen. Aus den Analysen der Spektren der beiden Sterne konnten die Astronomen die Spektralklasse der Sterne und somit auch ihre Masse bestimmen.

Die Masse des Cepheiden stimmt genau mit der Theorie der Sternpulsation überein, sodass die Forscher die Theorie der Sternentwicklung verwerfen können.

Barbara Wolfart

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