Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO. Vertont von Peter Rittinger.

Hauptsächlich aus Wasserstoffgas zusammengesetzte Emissionsnebel stellen für ambitionierte Astrofotografen ein immer wieder beliebtes Aufnahmemotiv dar. Da dieses Gas in einer charakteristischen roten Farbe extrem hell leuchtet erlaubt es den Fotografen die Anfertigung von ästhetischen Bildern, in denen sich zugleich die teilweise bizarr anmutenden Formen dieser kosmischen Strukturen besonders gut erkennen lassen.

Allerdings spielt der in solchen Nebeln konzentrierte ionisierter Wasserstoff auch eine bedeutende Rolle in der Astrophysik, denn er ist ein wichtiger Indikator für sogenannte Sternentstehungsgebiete. Sterne werden in kollabierenden Gaswolken ‚geboren‘ und können deshalb auch in erster Linie in derartigen Gaswolken beobachtet und untersucht werden. Dieser Umstand macht Emissionsnebel besonders für die Astronomen interessant, welche die Entstehung und die weitere Entwicklung von Sternen analysieren wollen.

Der Emissionsnebel Gum 19
Bei einer dieser Strukturen handelt es sich um den Emissionsnebel RWC 34, welcher allerdings eher unter der Bezeichnung Gum 19 bekannt ist. Letztere Bezeichnung geht auf den australischen Astronomen Colin Gum zurück, der im Jahr 1955 den von ihm erstellten Gum-Katalog veröffentlichte, in dem insgesamt 84 Emissionsnebel katalogisiert sind.

Der besagte Nebel Gum 19 befindet sich in einer Entfernung von etwa 22.000 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem im Bereich des Sternbildes „Segel des Schiffs“ (lat. Name „Vela“) und kann auch von Amateurastronomen bereits unter der Verwendung von mittleren Teleskopen erfolgreich abgebildet werden.

Deutlich bessere Resultate sind allerdings bei der Beobachtung mit professionellen Teleskopen zu erreichen. Eine solche Aufnahme wurde jetzt am vergangenen Mittwoch von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlicht. Das entsprechende Foto wurde mit dem Very Large Telescope (kurz „VLT“) am Paranal-Observatorium der ESO in den nordchilenischen Anden angefertigt und zeigt eine beeindruckende ‚rote Wolke‘ aus leuchtendem Wasserstoffgas hinter einer Ansammlung von blau leuchtenden Vordergrundsternen.

Innerhalb von Gum 19 befindet sich zudem eine Ansammlung von mehreren heißen und noch verhältnismäßig jungen Sternen im hellsten Bereich dieses Gasnebels. Bei einem der dort befindlichen Sterne handelt es sich um den zu der Klasse der Blauen Überriesen zählenden variablen Stern „V391 Velorum“, welcher über eine Oberflächentemperatur von bis zu 30.000 Grad Celsius verfügt.

Diese Sterne haben einen entscheidenden Einfluss auf den Nebel. Interstellares Gas, welches in der unmittelbaren Umgebung dieser Sterne einer starken ultravioletten Strahlung ausgesetzt ist, wird dort schlagartig erhitzt. Dieser Prozess hat zur Folge, dass dieses jetzt ionisierte Gas expandiert und dadurch bedingt auch das weiter außen liegende, allerdings deutlich kühlere Gas erreicht.

Sobald der erhitzte Wasserstoff den Rand der äußeren Gaswolke erreicht, wird dieser nochmals beschleunigt und schießt förmlich – wie der Inhalt einer entkorkten Sektflasche – noch weiter nach außen. Deshalb wird dieser Vorgang auch als „Champagner-Fluss“ bezeichnet. Allerdings hat die Sternentstehungsregion Gum 19 mehr zu bieten als nur ein paar prickelnde „Sektblasen“, denn es scheint dort mehrere Episoden der Sternentstehung innerhalb dieser Wolke gegeben zu haben.

Die Sicht auf die inneren Abläufe dieser „stellaren Kinderstube“, welche allerdings tief in diese Wolken eingebettet ist, wird durch gewaltige Mengen an interstellaren Staub innerhalb des Nebels versperrt. Charakteristisch für Gum 19 ist die extrem hohe Extinktion dieser Struktur, was bedeutet, dass fast das gesamte von dieser Region ausgehende Licht absorbiert wird, bevor es letztendlich die Erde erreicht. Obwohl sich die Konzentration der dort eingeschlossenen Sterne somit einem direkten Blick verweigert, können Astronomen mithilfe von Infrarotteleskopen durch den Staub hindurch blicken und diese Strukturen dabei näher untersuchen.

Ein solcher „Blick hinter das rote Leuchten“ enthüllt eine Vielzahl von jungen Sternen in dieser Region, welche jeweils nur über einen Bruchteil der Masse der Sonne verfügen. Diese Objekte scheinen sich hauptsächlich um mehrere ältere und zugleich massereichere Sterne zu konzentrieren, welche sich im Zentrum von Gum 19 angesammelt haben. In den Außenbereichen des Nebels sind dagegen nur wenige junge Sterne erkennbar. Aufgrund dieser ungewöhnlichen Verteilung vertreten die professionellen Astronomen die Meinung, dass es innerhalb der Materiewolke mehrere Phasen der Sternentstehung gegeben haben muss. Zuerst bildeten sich dort demzufolge drei größere Sterne, was wiederum die Bildung mehrerer weniger massereicherer Sterne in der Umgebung zur Folge hatte.

Das „Cosmic Gems“-Programm der ESO
Diese hier gezeigte und bereits am vergangenen Mittwoch von der ESO veröffentlichte Aufnahme des Emissionsnebels Gum 19 wurde mit dem FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph (kurz „FORS“) des VLT im Rahmen des „Cosmic Gems“-Programms (übersetzt „kosmische Edelsteine“) der ESO erstellt.

Das Programm nutzt dabei hauptsächlich Beobachtungszeiten, während derer die Beobachtungsbedingungen nicht den strengen Ansprüchen einer wissenschaftlichen Arbeit genügen, um Aufnahmen von interessanten und zugleich faszinierenden Himmelsobjekten anzufertigen, welche anschließend in erster Linie für die Bildungs- und Öffentlichkeitsarbeit genutzt werden. Die Bilddaten sind anschließend im wissenschaftlichen Archiv der ESO frei zugänglich.

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Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: George Mason University, Va, USA. Vertont von Peter Rittinger.

Ein verrücktes Paar ist in diesem Fall keine deutsche Fernsehserie der späten 1970er Jahre, sondern eine astronomische Besonderheit. Warum aber ist eine enge Begegnung zwischen einem heißen, massiven Stern und einem schnell rotierenden Pulsar für Astronomen so interessant? Ganz einfach darum, weil sie in der Form noch nie beobachtet wurde.

So ein Blauer Riese besitzt im Gegensatz zu den womöglich bekannteren Roten Riesen, die sich erst in der letzten Phase ihres Lebens zu Riesensternen aufblähen, in jeder Lebensepoche eine enorme Ausdehnung. Die hohe Masse der Blauen Riesen hat in ihrem Inneren eine extreme Dichte sowie hohen Druck und folglich eine immense Temperatur zur Folge. Daraus resultiert eine im Vergleich zu masseärmeren Sternen hohe Reaktionsrate, was allerdings auch die Lebenserwartung der Sternriesen merklich verkürzt. Die aufgrund seiner großen Oberfläche und der hohen Umsatzrate gesteigerte Energiefreisetzung ermöglicht eine Oberflächentemperatur, die mit bis zu 35.000°C deutlich über der der Sonne mit etwa 5200 °C liegt.

Die verkürzte Lebenserwartung solcher Monstersterne wird im direkten Vergleich zu unserer Sonne deutlich. Während sie und andere ihr ähnlicher Sterne ca.10 Milliarden Jahre leuchten, durchlaufen Blaue Riesen ihre Wasserstoffbrennphase in nur einigen zehn Millionen Jahren. Zuletzt blähen sie sich zum Roten Überriesen auf und enden in einer sogenannten Typ-II Supernova.

Nach so einer Supernova bleibt in einem heißen Gasnebel ein Neutronenstern zurück, der aus einem Teil der Ursprungsmaterie des Sternes (wohl l,44 bis 3 Sonnenmassen) verteilt auf kleinstem Raum (Durchmesser um 20 Kilometer) besteht. Darüber hinaus behält der gesamte Supernova-Überrest aus Neutronenstern und Gasnebel seinen Drehimpuls bei. Vor dem Hintergrund der Erhaltung des Drehimpulses und der starken Verkleinerung der räumlichen Ausdehnung des Reststerns, beschleunigt sich die Rotation des Neutronensternes, so dass die Rotationsdauer anstatt mehrerer Tage nur noch Sekunden oder gar Sekundenbruchteile betragen kann.

Nur wenige Paarkombinationen in der Astronomie sind so eigentümlich, wie massereiche Binärsysteme. Dabei kann es vorkommen, dass der massive Stern von einem Weißen Zwerg, oder wie in diesem Fall von einem kompakten Begleiter, nicht viel größer als eine durchschnittliche Großstadt, aber mit der Masse dreier Sonnen, verfolgt wird.

Lediglich vier aller bekannter massereicher Binärsysteme sind in der Lage, durch Aussenden von Gammastrahlen auf ihre engen Begegnungen aufmerksam zu machen. Und nur bei einem einzigen dieser vier Paare ist die Natur des kompakten Begleitobjektes bekannt. Darum wird dem 8.000 LJ entfernten Binärsystem PSR B1259-63 / LS 2883 auch eine entsprechend große Bedeutung zugemessen. Im weiteren Sinne wird mit Gammastrahlung jede elektromagnetische Strahlung mit Quantenenergien über etwa 200 keV (Kiloelektronenvolt, 200.000 eV) bezeichnet, unabhängig von der Art ihrer Entstehung. Im allgemeinen astronomischen Sinn aber wird die Bezeichnung insbesondere auch dann verwendet, wenn der Entstehungsprozess der Strahlung nicht bekannt ist, jedoch ausgedrückt werden soll, dass höhere Energien als bei Röntgenstrahlung (ca. 100 eV bis ca. 250 keV) vorliegen. Wenn man so will, stellt die Gammastrahlung also die extremste Form des Lichtes, bzw. der elektromagnetischen Wellen dar.

Entlang seiner Polachse sendet ein Pulsar Strahlung aus. Aufgrund seiner konstanten Drehung empfängt die Erde wie von einem Leuchtturm regelmäßig wiederkehrende Signale, wenn sie im Strahlungsfeld dieser Signale liegt. Der Neutronenstern ist den Astronomen schon seit 1989 bekannt und nun beginnt das Paar, mehr und mehr seiner Geheimnisse preiszugeben.

Der Pulsar besitzt die doppelte Sonnenmasse und vollzieht 21 Umdrehungen in der Sekunde. Dabei umrundet er seinen 24 Sonnenmassen schweren und im Vergleich zur Sonne neun mal größeren Blauen Riesen in einem exzentrischen Orbit. Eingebettet ist der Blaue Riese in einer gewaltigen Scheibe aus Gas, das er rund um seine Äquatorregion verliert.

Seine dichteste Begegnung hat das Paar bei annähernd 100.0000 km Abstand voneinander. Dabei durchstößt der Neutronenstern die Gasscheibe des Blauen Riesen auf der Innenseite seines Orbits. Seine Bahn führt ihn weiter um den Riesenstern herum, bis er auf der Außenseite seines Orbits ein weiteres mal die Gasscheibe durchschlägt.

Während dieser Passage interagieren geladene Teilchen, die der Pulsar aussendet, mit der Gasscheibe. Die Teilchen werden weiter beschleunigt und die beobachtete Hochenergiestrahlung entsteht. Überraschenderweise brachte die erste Passage des Neutronensterns durch die Gasscheibe von Mitte November bis Mitte Dezeber letzten Jahres schwächere Strahlenwerte, als die zweite Passage von Mitte Januar bis Mitte Februar diesen Jahres. Die Werte der Radio- und Röntgenstrahlung blieben bei beiden Passagen gleich.

Bis dato sind noch nicht alle Daten ausgewertet und viele Antworten stehen noch aus. Eines ist allerdings schon jetzt sicher: Ab Mai 2014 ist es wieder so weit und in 8.000 Lichtjahren Entfernung durchbricht ein 20 km kleines exotisches Objekt einen blauen Riesenstern und sorgt so für ein kosmisches Schauspiel dem so leicht nichts gleich kommt.

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Autor: Mark Weimar

Man klassifiziert Sterne auch nach ihrem Alter. Dafür nutzt man die sogenannten Sternenpopulationen. Hierbei unterteilt man in die Population I, das sind die jungen Sterne, und die Population II, das sind die alten Sterne. Sterne die gerade erst „geboren“ sind, also junge Stern, die sich in den Spiralarmen einer Galaxie befinden werden in der Extremen Population I zusammengefasst und wiederum für Sterne die am Anfang des Universums „gelebt“ hatten und heute nicht mehr existieren, diese werden in der Population III zusammengefasst. Die Einführung der Populationen um das Alter der Sterne zu charakterisieren, verdanken wir Walter Bade. Walter Bade war ein deutscher Astronom, der später in die Vereinigten Staaten auswanderte. Bei Beobachtungen von Sternen in der Andromedagalaxie stellte er fest, dass die Sterne je nach ihrer Position in der Galaxie unterschiedliche Merkmale aufweisen. Auf den äußeren Bahnen der Galaxie bewegen sich überwiegend blaue Sterne und weiter in Richtung des Zentrums sind plötzlich überwiegend rote Sterne zu sehen. Das heißt, dass sich an den äußeren Rändern einer Galaxie junge Sterne und näher am Zentrum Rote Sterne befinden.

Sterne werden aber nicht nur nach ihrem Alter klassifiziert sondern auch nach ihrer Helligkeit und wie weit sie von uns entfernt sind.
Die Einteilung der Sterne nach ihrer Helligkeit erfolgt durch Größenklassen. Es gibt sechs dieser Größenklassen, auch Magnitudo genannt. Mit der ersten Größenklasse werden jene Sterne bezeichnet, die die hellsten sind; die zweite Größenklasse sind jene nicht ganz so hellen Sterne bis hin zur sechsten Größenklasse, womit die Sterne bezeichnet werden, die kaum noch mit dem bloßem Auge zu erkennen sind.
Dieses System, das aus der Antike stammt und seit jeher genutzt wurde, um Sterne zu unterteilen, wurde Mitte des 19. Jahrhunderts von dem Englischem Astronom Norman Pogson weiterentwickelt. Er entdeckte, dass die Sterne einer bestimmten Größenklasse genau 2,5mal heller waren als die der nachfolgenden Gruppe. Daraus zog er den Schluss, dass zwischen einem Stern der 1.Größenklasse und einem der 6.Größenklasse ein Helligkeitsverhältnis von 100:1 bestehen müsse. Durch diese Verbesserung im System der Antike können wir heute die Helligkeitsangaben auf Zehntel oder sogar auf Hundertstel genauer machen als damals.
Doch wenn wir mit einem Photometer die Helligkeit eines Sterns messen, messen wir dann wirklich seine Helligkeit? Nein: Dieses Phänomen nennt man scheinbare Helligkeit. Wir unterscheiden scheinbare und absolute Helligkeit. Unter der absoluten Helligkeit verstehen wir jene Helligkeit, die ein Stern aufweisen würde, wenn er sich in einer Entfernung von 10 Parsec befinden würde (1pc = 3,26 Lichtjahre).
Messen wie weit ein Stern eigentlich entfernt ist, ist wohl das schwierigste Unterfangen in der Astronomie. Da, wie man sich auch leicht denken kann, die Maßeinheiten die wir hier auf der Erde benutzen nicht geeignet sind um sie auf das gesamte Universum zu übertragen. Stellen sie sich nur einmal vor, wenn man anstelle von Lichtjahr sagen würde, dieser Stern ist 9.460.800.000.000 km von uns entfernt. Daher hat man in der Astronomie eigene Maßeinheiten zur Entfernungsmessung. Innerhalb unseres Sonnensystems benutzen wir die Einheit Astronomische Einheit. Damit ist der mittlere Abstand zwischen der Erde und der Sonne gemeint. Das heißt eine Astronomische Einheit, auch mit AE abzukürzen, sind 149,6 Mio. km. Für die Objekte außerhalb unseres Sonnensystem gibt es wiederum ganz andere Maßeinheiten. So zum Beispiel wie oben schon genannt das Lichtjahr. Mit einem Lichtjahr ist die Entfernung gemeint die das Licht innerhalb eines Jahres zurücklegt (Licht bewegt sich mit einer Geschwindigkeit von 300000 km/sec). Ebenfalls oben schon genannt die Parsec. Ein Parsec sind 3,26 Lichtjahre, also etwa 30.000 Mrd. km. Parsec wiederum wird noch in Kiloparsec und Megaparsec. Ein Klioparsec entspricht 1000 Parsec und ein Megaparsec entspricht 1000000 Parsec.

Die grundsätzliche Methode zur Entfernungsmessung ist die der jährlichen Parallaxe. Das Prinzip ist einfach. Ein naher Stern scheint sich, wenn man ihn von verschiedenen Orten im Raum beobachtet, zu bewegen. Zur Beobachtung wählt man nun zwei Orte aus die Möglichst weit von einander entfernt sind. Dazu nutzt man die Umlaufbewegung der Erde. Es erfolgen zwei Beobachtungen, die im Abstand von sechs Monaten durchgeführt werden und daher von Orten im Raum die rund 300 Mio. km voneinander entfernt sind. Wenn man nun den beobachteten nahen Stern auf den weit entfernten Fixsternhintergrund projiziert scheint sich seine Position um einen gewissen Winkel verändert zu haben. Da wir den Radius der Erdumlaufbahn kennen können wir nun die Entfernung des Sterns ermitteln. Der Vorteil dieser Methode liegt darin, dass man keine Kenntnisse über den Stern haben muss, da diese Methode auf geometrischen Gegebenheiten beruht.

Die wohl wichtigsten Merkmale eines Sterns sind seine Temperatur und seine absolute Helligkeit. 1913 hatten zwei Astronomen, Ejnar Hertzsprung und Henry Norris Russel, unabhängig von einander die Idee, den Zusammenhang zwischen den beiden Größen grafisch darzustellen. Das Ergebnis war das Hertzsprung-Russel-Diagramm wobei auch die Bezeichnung Farben-Helligkeits-Diagramm gebräuchlich ist. Um ein solches Diagramm zu erstellen geht man von einer bestimmten Anzahl von Sternen aus von denen man die Entfernung kennt, um ihre absolute Helligkeit errechnen zu können. Als nächstes muss die Temperatur der Sterne bestimmt werden, wofür man die Spektralklassen der Sterne ermittelt. Dann werden diese beiden Größen auf zwei verschiedenen Achsen eingetragen. Auf der x-Achse wird die Temperatur angegeben und auf der y-Achse wird die absolute Helligkeit eingetragen. Wenn man das Diagramm erstellt hat erkennt man, dass sich die Sterne in ganz bestimmten Zonen des Diagramms anhäufen. Eine bestimmte Reihe an der sich die Sterne im Diagramm anhäufen ist die sogenannte Hauptreihe. Demnach werden Sterne, die sich in dieser Hauptreihe befinden Hauptreihensterne genannt. Auch unsere Sonne ist ein solcher Hauptreihenstern. Diese sind jene Sterne die sich in ihrer stabilen Phase ihres „Lebens“ befinden.

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