Dieser Text ist die Transkription einer Folge des Podcasts »Sternengeschichten« von Florian Freistetter, der in Kooperation mit »Spektrum.de« auch hier veröffentlicht wird.

Den Stern Gamma Cassiopeiae kann man schwer übersehen. Das Sternbild Kassiopeia ist für Mitteleuropa zirkumpolar, das heißt, es ist das ganze Jahr über in der Nacht am Himmel zu sehen. Durch die markante Form ist es auch leicht zu erkennen, und es trägt nicht umsonst den Namen „Himmels-W“. Und der Stern, der genau die mittlere Spitze des „W“ bildet, ist Gamma Cassiopeiae. Und ich werde mich ab jetzt darauf beschränken, den Stern „Gamma Cas“ zu nennen, denn es soll ja um das Rätsel gehen, das dieser Stern uns in der Vergangenheit aufgegeben hat, und nicht um seinen Namen. Obwohl es darüber tatsächlich auch einiges zu erzählen gibt: Gerade weil der Stern so gut zu finden und zu erkennen ist, wurde und wird er gerne für die Navigation und die Orientierung verwendet. Auch in moderner Zeit, zum Beispiel von den frühen NASA-Astronauten. Einer davon war Gus Grissom, der zweite Amerikaner und dritte Mensch überhaupt im All, der tragischerweise beim Test des Apollo-1-Raumschiffs 1967 ums Leben gekommen ist. Mit vollem Namen heißt er Virgil Ivan Grissom, und weil er Gamma Cas bei seinem Training und den Raumflügen immer wieder zur Orientierung verwendet hat, hat er den Stern im Scherz „Navi“ genannt – also „Ivan“ rückwärts gelesen. Grissom hat auch ein paar andere Sterne seiner Navigationskarte auf diese Weise umbenannt und mit rückwärts geschriebenen Namen von Kollegen versehen. Aber wie gesagt: Es soll nicht um die Namen gehen, sondern um den Stern selbst.

Aus astronomischer Sicht ist er das erste Mal 1866 auffällig geworden. Am 23. August dieses Jahres hat der italienische Astronom Angelo Secchi eine kurze Nachricht an den Herausgeber der Fachzeitschrift „Astronomische Nachrichten“ geschickt. Darin schreibt er unter anderem: „Für den Augenblick kann ich nicht umhin, Sie auf eine merkwürdige Besonderheit des Sterns γ Cassiopeiae aufmerksam zu machen, die bisher einzigartig ist. Diese Besonderheit besteht darin, dass, während die große Mehrheit der weißen Sterne eine sehr klare und breite f-Linie zeigt – wie α Lyrae, Sirius usw. – γ Cassiopeiae an deren Stelle eine sehr schöne, helle Linie besitzt, die viel glänzender ist als der gesamte übrige Teil des Spektrums.“

Damit ist natürlich nicht gemeint, dass da irgendwelche Linien um den Stern verlaufen. Secchi hat ein Spektroskop getestet. Er hat das Licht des Sterns also auf ein optisches Gerät fallen lassen, um es in seine Bestandteile aufzuspalten. Ich habe darüber in den Sternengeschichten schon sehr oft gesprochen: Das Licht der Sterne ist aus allen möglichen Farben zusammengesetzt, und mit den richtigen Geräten kann man diese Mischung wieder in den bunten Regenbogen aller Farben aufspalten. Und wenn man dann noch genauer hinsieht, erkennt man dunkle Linien im Regenbogen, die Spektrallinien. Sie entstehen, sehr kurz gesagt, weil das Licht auf dem Weg aus dem Inneren eines Sterns dessen Gasschichten durchquert und die Atome des Gases bestimmte Teile des Lichts quasi blockieren. Von diesen Farben gelangt weniger ins All als von den anderen und am Ende sieht man die dunklen Linien. Das wusste man damals schon; Secchi hat aber das Gegenteil beobachtet. Dort, wo andere Sterne dunkle Linien zeigen, hat Gamma Cas eine helle Linie. Nicht weniger Licht gelangt ins All, sondern mehr!

Das, was Secchi da beobachtet hat, war ein Stern mit Emissionslinien. Sie sind, im Gegensatz zu den Absorptionslinien, nicht dunkel, sondern leuchten heller als der Rest des Regenbogens. Emissions- und Absorptionslinien entstehen auf die selbe Art und Weise und es wäre eine eigene Folge der Sternengeschichten wert, den Prozess im Detail zu erklären. Aber ich halte es kurz: Atome können angeregt werden, zum Beispiel durch die Strahlung eines Sterns, und diese Energie der Anregung geben sie dann wieder ab, bei einer ganz bestimmten Lichtwellenlänge, also Farbe. Dann kommt es darauf an, ob man Licht untersucht, das von heißem Material stammt und sich durch kühleres Gas bewegt, oder nicht. Den ersten Fall haben wir bei einem normalen Stern: Im Kern ist es heiß, dort strahlt Energie ab und dieses Licht bewegt sich dann durch die kühleren äußeren Schichten. Dort werden die Atome angeregt, durch Licht mit einer ganz bestimmten Farbe, und sie geben das Licht dieser Farbe dann auch wieder ab, aber das wird in alle Richtungen gestreut und am Ende fehlt ein bisschen was davon. Es kann aber auch sein, dass man ein heißes Gas hat, das aber vergleichsweise dünn ist. Wenn das dann durch Strahlung von irgendwo angeregt wird, geben die Atome dort wieder ihr charakteristisches Licht ab, aber weil drumherum eben nur das dünne Gas ist, wird dieses Licht dann nicht so stark gestreut. Anders gesagt: Eine helle Quelle von Licht, die von kühlerem Gas umgeben ist, erzeugt dunkle Linien. Ein heißes, dünnes Gas allein erzeugt helle Emissionslinien, wenn es irgendwie angeregt wird. Aber Gamma Cas ist ja definitiv kein heißes, dünnes Gas, sondern ein Stern. Dort sollte es Absorptionslinien geben, keine Emissionslinien. Was geht da ab?

Gamma Cas ist das, was man eine Be-Stern nennt. So nennt man heiße Sterne, die Emissionslinien zeigen, und das erklärt natürlich noch nicht viel. Es sind Sterne, die erstens sehr massereich sind, also circa das 2- bis 20-fache der Sonnenmasse. Diese Sterne sind auch deutlich heißer als die Sonne und manche von ihnen können sehr schnell um ihre eigene Achse rotieren. So schnell, dass sie Masse aus ihren äußeren Schichten ins All schleudern, die dann eine Art Ring oder Scheibe um den Stern bildet. Diese Scheibe aus heißem Gas ist es, die die Emissionslinien erzeugt, wenn das Material dort durch die Strahlung des heißen Sterns angeregt wird. Secchi konnte das damals natürlich noch nicht wissen, er hat die Überlagerung von Absorptions- und Emissionslinien gesehen und für ihn sah es so aus, als wäre da nur eine helle Linie.

Heute wissen wir, dass es einige solcher Sterne wie Gamma Cas gibt, und wir wissen noch mehr. In den 1970er Jahren haben wir festgestellt, dass Gamma Cas nicht nur Emissionen im normalen Licht zeigt, sondern auch im Röntgenlicht. Jeder Stern leuchtet ein bisschen im hochenergetischen Licht der Röntgenstrahlung, aber Gamma Cas tut das sehr viel stärker, als es Sterne seines Typs normalerweise tun; circa 40 mal mehr, als zu erwarten wäre.

Damit ein Objekt Röntgenstrahlung aussenden kann, muss es sehr stark aufgeheizt werden. Um das zu produzieren, was man bei Gamma Cas gemessen hat, bräuchte man ein heißes Gas mit mehr als 100 Millionen Grad. Und wir haben in der Nähe von Gamma Cas ja die Scheibe aus Gas – aber sie auf 100 Millionen Grad aufzuheizen: Das würde auch Gamma Cas nicht hinbekommen. Wenn man sich das Röntgenlicht anschaut, das von Gamma Cas kommt, sieht man auch, dass es nicht konstant leuchtet, sondern immer wieder einerseits kurzfristige Intensitätsausbrüche stattfinden, die ein paar Sekunden bis Minuten dauern, und andererseits periodische Schwankungen in der gesamten Helligkeit beobachtbar sind. Womit sich ein weiteres Mal die Frage stellt: Was geht da ab?

Es könnte sein, dass es irgendwelche magnetischen Wechselwirkungen zwischen Stern und Gasscheibe gibt. So etwas kennen wir ja auch von der Sonne: Wenn da das elektrisch geladene Plasma ihrer äußeren Schichten durch die Gegend wirbelt, kommt es auch immer wieder zu „Kurzschlüssen“, bei denen jede Menge Energie freigesetzt wird. Bei einem so großen und heißen Stern wie Gamma Cas könnte es noch wilder sein; da könnten die magnetischen Ströme des Sterns bis zur Scheibe reichen, und wenn dann ein „Megakurzschluss“ stattfindet, könnte so viel Energie ins Plasma der Scheibe gelangen, dass sie auf die extremen Temperaturen aufgeheizt wird. Oder aber, wir stehen vor einem ähnlichen Problem wie damals Angelo Secchi: Die Röntgenstrahlung kommt nicht nur vom Stern, sondern da ist noch etwas anderes. Zum Beispiel ein Weißer Zwerg oder Neutronenstern, der Gamma Cas umkreist. Wenn dann Material von Gamma Cas oder aus der Scheibe auf diesen Begleiter fällt, kann ebenfalls Röntgenstrahlung erzeugt werden.

Um das Rätsel zu lösen, muss man nicht nur die Röntgenstrahlung an sich messen, sondern sie so genau messen, dass man auch sieht, WO sie herkommt. Also nicht nur grob „aus der Richtung von Gamma Cas“. Sondern sehr viel genauer, und das ist schwer. Oder besser gesagt: Es war schwer, bis die japanische Weltraumagentur JAXA im Jahr 2023 die X-Ray Imaging and Spectroscopy Mission gestartet hat und ein Weltraumröntgenteleskop mit dem unaussprechbaren Namen XRISM ins All geschickt hat. Damit kann man nicht nur die Emissionslinien im Röntgenlicht extrem genau beobachten, sondern auch sehr genau bestimmen, wo die Quelle dieses Röntgenlichts ist und wie schnell sich die Quelle bewegt. Zwischen 2024 und 2025 hat man Gamma Cas mit XRISM beobachtet und das Ergebnis lautet: Der Ort, von dem die Röntgenstrahlung kommt, bewegt sich und er bewegt sich auf einer Umlaufbahn um Gamma Cas herum.

Wir haben jetzt also folgendes Bild: Da ist Gamma Cas, umgeben von einer Scheibe aus heißem Gas, das die Emissionslinien erzeugt, die Angelo Secchi als Erster gesehen hat. Stern und Scheibe werden von einem weißen Zwergstern umkreist, dessen Gravitationskraft Material aus der Scheibe anzieht und der deswegen selbst von einer kleinen Scheibe aus Gas umgeben ist, das auf den weißen Zwerg stürzt. Dabei strahlt es Röntgenstrahlung ab, und weil der weiße Zwerg sich bewegt und mal mehr und mal weniger Material anzieht, sehen wir Veränderungen in der Intensität der Röntgenstrahlung.

Im Laufe der Zeit hat man einige Sterne gefunden, die ähnliche Röntgenemissionen zeigen wie Gamma Cas. Die Beobachtungen von XRISM legen nahe, dass auch dort Begleiter die Ursache sein können. Und das ist aus vielen Gründen spannend. Weiße Zwerge sind ja das, was von einem sonnenähnlichen Stern übrig bleibt, wenn dort die Kernfusion zum Erliegen kommt. Gamma Cas muss also früher mal ein normales Doppelsternsystem gewesen sein, und zwar ein enges System, denn nur dann kann es zu der Wechselwirkung zwischen Stern, Scheibe und weißem Zwerg kommen. Solche engen Doppelsterne sind aber genau das, aus dem noch später Schwarze Löcher entstehen können. Denn irgendwann sind beide Sterne am Ende ihres Lebens angekommen, und die Weißen Zwerge oder Neutronensterne, zu denen sie sich entwickeln, umkreisen einander im Laufe der Zeit immer enger. Sie kommen einander immer näher, weil sie Gravitationswellen abgeben, und irgendwann kommt es zur Kollision. Beide ehemaligen Sterne verschmelzen und mit einem großen Ausbruch an Gravitationswellen entsteht aus ihnen ein Schwarzes Loch. Wir haben solche Ereignisse mit den Gravitationswellendetektoren schon beobachtet, aber nur den letzten Schritt der Verschmelzung. Systeme wie Gamma Cas zeigen uns, wie es davor dort aussieht und was passiert, bevor die Gravitationswellen entstehen, die wir dann irgendwann messen können.

Die Spitze des Himmels-W hat uns einige Rätsel aufgegeben. Und wird dabei helfen, andere Rätsel lösen zu können.