Sternentwicklung: Der rußende Stern CV Serpentis
© ESO / Gone with the wild / CC BY 4.0 CC BY (Ausschnitt)
CV Serpentis im Sternbild Schlange ist ein Doppelstern mit einer Umlaufperiode von 30 Tagen. Hier umkreisen ein massereicher Wolf-Rayet-Stern und ein normaler Hauptreihenstern des Spektraltyps B den gemeinsamen Schwerpunkt des Systems und bedecken sich dabei von der Erde aus betrachtet gegenseitig, was zu periodischen Schwankungen ihrer Helligkeit führt. Zudem ist schon seit einigen Jahrzehnten bekannt, dass die periodischen Helligkeitsveränderungen des Systems CV Serpentis auch auf Änderungen der Leuchtkraft beider Sterne beruhen. Der Grund dafür ist eine ausgedehnte Atmosphäre um den WR-Stern, die sehr reich an elementarem Kohlenstoff ist, der von dem Stern ausgestoßen wurde.
Forscher um Alexandre David-Uraz von der Universität von Montreal und dem "Centre de Recherche en Astrophysique du Québec" (CRAQ) benutzten den kanadischen Forschungsatelliten MOST, um die Passagen des Begleiters durch die ausgedehnte Atmosphäre des WR-Sterns hindurch zu beobachten. Bei ihren Messungen stellten die Forscher fest, dass die Verfinsterungen von Mal zu Mal sehr unterschiedlich ausfallen können. Der Helligkeitsrückgang kann um bis zu 70 Prozent variieren, was sich durch den Ausstoß an Kohlenstoff und Gas durch den WR-Stern erklären lässt.
Die Forscher beobachteten CV Serpentis mit MOST in den Jahren 2009 und 2010, wobei sie im ersten Jahr zwei direkt aufeinander folgende Verfinsterungen messen konnten, die sich in ihrer Stärke deutlich unterschieden. Die Messung von 2010 ergab ein sehr unsymmetrisches Profil der Verfinsterung, wiederum ein Hinweis auf große Unterschiede in der Dichte der Hülle um den WR-Stern.
Der WR-Stern im System CV Serpentis ist ein massereicher Riesenstern, der kurz vor dem Ende seiner Existenz steht. In seinem Inneren ist der Vorrat an Wasserstoff bereits verbraucht, er fusioniert nun Helium zu schwereren Elementen, darunter Kohlenstoff. Aber auch sein Vorrat an Helium ist begrenzt und geht nun in seinem Kern allmählich zur Neige, so dass sich eine heliumbrennende Schicht um seine Zentralregion bildet. Gegen Ende des Heliumbrennens erreicht die Schicht der Kernfusion die Oberfläche des Sterns, wodurch die in ihr entstehenden Kohlenstoffatome durch einen starken Sternwind direkt in die Umgebung entweichen. Hier bilden sie eine ausgedehnte Atmosphäre um den WR-Stern. Sterne in dieser Lebensphase werden auch als WC-Sterne bezeichnet, wobei der Buchstabe C auf das chemische Symbol für Kohlenstoff verweist.
Manche dieser WC-Sterne stoßen riesige Mengen an Kohlenstoff aus, so dass sich in ihrer ausgedehnten Atmosphäre große Mengen an Kohlenstoffpartikeln bilden, die sie als ausgedehnte Staubhülle umgeben. Diese Sterne rußen also beim Brennen. Auch CV Serpentis fällt in diese Kategorie. Rätselhaft ist jedoch, wie sich diese Rußansammlungen überhaupt bilden können, da ein WC-Stern sehr heiß ist und große Mengen energiereicher Strahlung abgibt. Für die Bildung von Rußpartikeln aus amorphem Kohlenstoff (ungeordnete Zusammenschlüsse von Kohlenstoffatomen) sollten die Drücke eher hoch und die Temperaturen eher niedriger sein, als diejenigen im Umfeld CV Serpentis.
Die Klasse der Wolf-Rayet-Sterne ist nach den beiden französischen Astronomen Charles Wolf (1827 – 1918) und Georges Rayet (1839 – 1906) benannt, die im Jahr 1867 vom Pariser Observatorium aus im Sternbild Schwan drei ungewöhnliche Sterne spektroskopisch beobachteten. Sie zeichneten sich durch breite Emissionsbänder in einem sonst kontinuierlichen Spektrum aus. Sie gehen auf ionisiertes Helium zurück, das sich mit hoher Geschwindigkeit in den äußeren Schichten des Sterns bewegt. Derzeit sind in unserem Milchstraßensystem rund 300 dieser sterbenden Sonnen bekannt.
Tilmann Althaus
Forscher um Alexandre David-Uraz von der Universität von Montreal und dem "Centre de Recherche en Astrophysique du Québec" (CRAQ) benutzten den kanadischen Forschungsatelliten MOST, um die Passagen des Begleiters durch die ausgedehnte Atmosphäre des WR-Sterns hindurch zu beobachten. Bei ihren Messungen stellten die Forscher fest, dass die Verfinsterungen von Mal zu Mal sehr unterschiedlich ausfallen können. Der Helligkeitsrückgang kann um bis zu 70 Prozent variieren, was sich durch den Ausstoß an Kohlenstoff und Gas durch den WR-Stern erklären lässt.
Die Forscher beobachteten CV Serpentis mit MOST in den Jahren 2009 und 2010, wobei sie im ersten Jahr zwei direkt aufeinander folgende Verfinsterungen messen konnten, die sich in ihrer Stärke deutlich unterschieden. Die Messung von 2010 ergab ein sehr unsymmetrisches Profil der Verfinsterung, wiederum ein Hinweis auf große Unterschiede in der Dichte der Hülle um den WR-Stern.
Der WR-Stern im System CV Serpentis ist ein massereicher Riesenstern, der kurz vor dem Ende seiner Existenz steht. In seinem Inneren ist der Vorrat an Wasserstoff bereits verbraucht, er fusioniert nun Helium zu schwereren Elementen, darunter Kohlenstoff. Aber auch sein Vorrat an Helium ist begrenzt und geht nun in seinem Kern allmählich zur Neige, so dass sich eine heliumbrennende Schicht um seine Zentralregion bildet. Gegen Ende des Heliumbrennens erreicht die Schicht der Kernfusion die Oberfläche des Sterns, wodurch die in ihr entstehenden Kohlenstoffatome durch einen starken Sternwind direkt in die Umgebung entweichen. Hier bilden sie eine ausgedehnte Atmosphäre um den WR-Stern. Sterne in dieser Lebensphase werden auch als WC-Sterne bezeichnet, wobei der Buchstabe C auf das chemische Symbol für Kohlenstoff verweist.
Manche dieser WC-Sterne stoßen riesige Mengen an Kohlenstoff aus, so dass sich in ihrer ausgedehnten Atmosphäre große Mengen an Kohlenstoffpartikeln bilden, die sie als ausgedehnte Staubhülle umgeben. Diese Sterne rußen also beim Brennen. Auch CV Serpentis fällt in diese Kategorie. Rätselhaft ist jedoch, wie sich diese Rußansammlungen überhaupt bilden können, da ein WC-Stern sehr heiß ist und große Mengen energiereicher Strahlung abgibt. Für die Bildung von Rußpartikeln aus amorphem Kohlenstoff (ungeordnete Zusammenschlüsse von Kohlenstoffatomen) sollten die Drücke eher hoch und die Temperaturen eher niedriger sein, als diejenigen im Umfeld CV Serpentis.
Die Klasse der Wolf-Rayet-Sterne ist nach den beiden französischen Astronomen Charles Wolf (1827 – 1918) und Georges Rayet (1839 – 1906) benannt, die im Jahr 1867 vom Pariser Observatorium aus im Sternbild Schwan drei ungewöhnliche Sterne spektroskopisch beobachteten. Sie zeichneten sich durch breite Emissionsbänder in einem sonst kontinuierlichen Spektrum aus. Sie gehen auf ionisiertes Helium zurück, das sich mit hoher Geschwindigkeit in den äußeren Schichten des Sterns bewegt. Derzeit sind in unserem Milchstraßensystem rund 300 dieser sterbenden Sonnen bekannt.
Tilmann Althaus
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