CW Leonis, auch bekannt unter der Bezeichnung IRC +10216, ist seit vielen Jahren Ziel astronomischer Untersuchungen, schließlich gibt er den Astronomen die Gelegenheit, die Zukunft unserer eigenen Sonne gewissermaßen am "lebenden Objekt" zu studieren. Denn 490 Lichtjahre entfernt spielt sich ab, was in etwa 4,5 Milliarden Jahren auch im Sonnensystem geschehen wird. Auf dem Weg zum Weißen Zwerg verliert der Stern einen Teil seiner Materie durch Sternwinde. CW Leonis war ursprünglich etwa drei- bis fünfmal so schwer wie die Sonne, ist aber mittlerweile auf zwei Sonnenmassen zusammengeschrumpft.
Gegenwärtig verliert der Stern jährlich etwa 0,002 Prozent einer Sonnenmasse an den umgebenden Weltraum. Die Folgen sind unübersehbar: Der Stern zeigt sich in einen dichten Staubkokon gehüllt, der heller leuchtet, als der Stern selbst. Im sichtbaren Spektralbereich nur in größeren Teleskopen zu erkennen, ist der Komplex aus Stern und Staubhülle im Infrarotbereich bei 10 Mikrometer Wellenlänge eines der hellsten Objekte des Himmels. Seine Entdeckung im Jahr 1969 erfolgte demnach auch bei Infrarotbeobachtungen des Mount-Wilson-Observatoriums.
Eine Erdnuss und mehr als ein Dutzend Staubschalen
Auch in der Folgezeit verwendeten Astronomen die Infrarotstrahlung zur Untersuchung des interessanten Objekts. Bereits vor rund zehn Jahren fand man heraus, dass die Form seiner Hülle dicht am Stern der bipolaren Struktur einer Erdnussschale ähnelt, während sich außerhalb davon mehrere, nahezu konzentrische weitere Hüllen und Bögen aus Staub und Gas anschließen. Es handelt sich um einen so genannten protoplanetarischen Nebel, ein Vorläufer also zu einem planetarischen Nebel, bei dem die Temperatur des Zentralsterns noch nicht ausreicht, das Gas des Nebels genügend zu ionisieren.
Staubschalen um CW Leonis | PACS-Aufnahme der Staubschalen von CW Leonis in den drei verwendeten Wellenlängen der Fern-Infrarots. Bei den Aufnahmen der rechten Spalte wurde eine weitere Bildbearbeitung angewendet. Die sechs radialen Strahlen stammen von der Tragestruktur des Sekundärspiegels von Herschel.
Mit dem Weltraumteleskop Herschel ist es nun einer internationalen Forschergruppe um Leen Decin von der Katholieke Universiteit Leuven im belgischen Leuven gelungen, die Schalenstruktur des protoplanetarischen Nebels um CW Leonis bis in einen Abstand von 320 Bogensekunden um den Stern zu verfolgen. Das entspricht in der Entfernung von CW Leonis etwa 0,7 Lichtjahren. Mehr als ein Dutzend solcher Hüllen umgeben den Stern demnach, und sowohl ihre Dicke als auch ihr gegenseitiger Abstand variiert stark – einige überschneiden sich sogar. Die äußerste Staubschale wurde den Astronomen zufolge vor etwa 16 000 Jahren ausgestoßen. Dies zeigt deutlich, dass der Ausstoß von Gas und Staub durch den Stern nicht kontinuierlich, sondern in Schüben geschieht, mit zeitlichen Abständen zwischen 500 und 1700 Jahren.
Kalter Staub
Um die äußeren Hüllen um CW Leonis aufzuspüren, verwendeten Decin und seine Kollegen das Photodetector Array Camera and Spectrometer (PACS) an Bord von Herschel bei Wellenlängen von 70, 100 und 160 Mikrometern. In der großen Entfernung ist die Temperatur des Staubs der äußeren Schalen mit -248 Grad Celsius sehr niedrig – der Grund, weswegen sie bisher nicht entdeckt werden konnten. Das PACS-Instrument wurde speziell für die Beobachtung solch kalter Regionen im Fern-Infrarotlicht konzipiert. Die Ergebnisse zeigen, dass die Rote-Riesen-Phase und die Entwicklung zum Weißen Zwerg keineswegs gleichmäßig verlaufen. Zeiten mit hohem Massenverlust wechseln mit Perioden, in denen der Sternwind weniger stark bläst. Zudem erfolgt der Materiestrom auch in räumlicher Hinsicht nicht gleichmäßig, wie die Form der Staubhüllen zeigt: Mal erfolgt der Materieverlust mehr über die Pole, mal eher über äquatornahe Zonen. Decin und seine Mitarbeiter vermuten noch weitere, kühlere Hüllen in größerer Entfernung zum Stern. Erst beim Zusammentreffen mit dem interstellaren Medium dürften die Staubhüllen aufgelöst werden. Und die Forscher glauben, dass komplizierte Staubhüllen wie bei CW Leonis typisch sind für Rote Riesensterne – wie auch für unsere Sonne, wenn sie dereinst in ihre letzten Lebensjahrtausende eintritt.
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