Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO.

Im Bereich des Sternbildes Zentaur (lateinischer Name „Centaurus“) befinden sich diverse hauptsächlich aus Konzentrationen von Wasserstoff bestehende Emissions- und Reflexionsnebel. Im Inneren dieser Sternentstehungsgebiete befinden sich relativ junge und entsprechend ‚heiße‘ Sterne, welche eine energiereiche Strahlung abgeben, die den in der Umgebung gelegenen Wasserstoff in einem charakteristischen roten Farbton zum Leuchten bringen.

Bei einer dieser Regionen handelt es sich um eine Wasserstoffwolke, welche die Bezeichnung „Gum 41“ trägt und die einen Teilbereich eines größeren Nebels – des „Lambda Centauri-Nebels“ (im englischen Sprachgebrauch „Running Chicken Nebula“) – darstellt. Dieser Nebel befindet sich in einer Entfernung von etwa 7.300 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem.

Entdeckt wurde Gum 41 von dem australischen Astronomen Colin Gum auf einer Fotografie, welche am Mount Stromlo-Observatorium in der Nähe von Canberra/Australien aufgenommen wurde. Der Astronom fügte dieses Objekt zu seinem im Jahr 1955 publizierten Gum-Katalog hinzu, in dem insgesamt 84 Emissionsnebel katalogisiert sind.

In Inneren von Gum 41 befinden sich gleich mehrere relativ junge und zugleich massereiche Sterne, deren Strahlung für das charakteristische rötliche Leuchten des Gases in der Umgebung verantwortlich ist.

Bei der am heutigen Tag von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichten Aufnahme von Gum 41 handelt es sich wahrscheinlich um eine der besten Abbildungen, welche bisher von diesem nur schwer zu erfassenden Objekt angefertigt wurden. Das Bild wurde aus Daten erstellt, welche mit dem Wide Field Imager des MPG/ESO 2,2-Meter-Teleskops am La-Silla-Observatorium der ESO in den chilenischen Anden erfasst wurden. Es handelt sich dabei um eine Kombination von mehreren Aufnahmen, welche unter der Verwendung von Blau-, Rot- und Grünfiltern aufgenommen wurden. Zusätzliche Aufnahmen wurden mit einem Filter angefertigt, der für das rötliche Leuchten des Wasserstoffgases optimiert ist.

In der so erstellten Aufnahme von Gum 41 erscheinen die Wasserstoffwolken relativ dicht und hell. Hierbei handelt es sich allerdings um einen Trugschluss. Würde ein hypothetischer Astronaut durch diesen Nebel fliegen, so ist es wahrscheinlich, dass dieser Raumfahrer den Nebel gar nicht wahrnehmen würde, denn – selbst aus der Nähe betrachtet – wäre diese Konzentration von Wasserstoff immer noch zu „dünn“ und lichtschwach, um vom menschlichen Auge wahrgenommen zu werden.

Dies erklärt auch, warum Gum 41 erst in der Mitte des zwanzigsten Jahrhunderts entdeckt wurde. Das rote Leuchten des Nebels ist im visuellen Bereich nur sehr schlecht sichtbar und kann erst durch den Einsatz spezieller Beobachtungstechniken hervorgehoben werden.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO, Wikipedia.

Mit einer scheinbaren Helligkeit von 8,4 mag handelt es sich bei der am 2. September 1826 von dem schottischen Astronomen James Dunlop entdeckten und im Sternbild „Chemischer Ofen“ (lat. Name „Fornax“) befindlichen linsenförmigen Galaxie NGC 1316 um das hellste Mitglied des etwa 65 Millionen Lichtjahre von unser Heimatgalaxie entfernt gelegenen Fornax-Galaxienhaufens. Die Winkelausdehnung der Galaxie beträgt 11,5 × 7,9 Bogenminuten, woraus sich bei einer Entfernung von rund 60 Millionen Lichtjahren von der Erde ein Durchmesser von etwa 225.000 Lichtjahren ableiten lässt. Somit ist diese Galaxie in etwa doppelt so groß wie unsere Heimatgalaxie.

Als die vierthellste Radioquelle am gesamten Himmel im Bereich einer Radiofrequenz von 1.400 MHz trägt NGC 1316 auch die Bezeichnung „Fornax A“. Das „A“ in dieser zusätzlichen Bezeichnung besagt, dass sie zugleich die hellste Radioquelle in diesem Sternbild ist. Verursacht wird diese Radiostrahlung von dem Material, welches in das im Zentrum dieser Galaxie gelegene supermassive Schwarze Loch hineinfällt. Wechselwirkungen mit anderen Galaxien in der unmittelbaren Nachbarschaft dürften diese Radioquelle dabei mit zusätzlichem Material versorgen.

Mehrere Strukturen in der Umgebung von NGC 1316 zeigen den Astronomen außerdem, dass diese Galaxie eine bewegte Vergangenheit hinter sich hat. Zum Beispiel verfügt NGC 1316 über eine Population von ungewöhnlich kleinen Kugelsternhaufen. Des weiteren beinhaltet diese Galaxie einige ungewöhnliche Staubbänder, welche in einer viel größeren Hülle aus Sternen eingebettet sind. Dies ist ein Hinweis darauf, dass NGC 1316 vor etwa drei Milliarden Jahren eine staubreiche Spiralgalaxie „verschluckt“ haben könnte. Detailaufnahmen dieser Staubbänder wurden durch das Weltraumteleskop Hubble angefertigt und sind auf dieser Internetseite einsehbar.

Außerdem sind um die Galaxie herum verteilt mehrere sehr lichtschwache Gezeitenarme erkennbar. Hierbei handelt es sich um lange streifenförmige Ausläufer und kugelförmige Schalen aus Sternen, welche aus ihrer ursprünglichen Umgebung herausgerissen und in den intergalaktischen Raum verfrachtet wurden. Derartige Strukturen entstehen typischerweise durch komplexe Gravitationseffekte, welche auf die Umlaufbahnen der Sterne einwirken, sobald sich zwei Galaxien sehr nahe kommen. All diese Indizien lassen auf eine sehr turbulente Vergangenheit schließen, in deren Verlauf sich NGC 1316 mehrere andere Galaxien einverleibt hat. Vermutlich wird sich dieser Prozess auch in Zukunft fortsetzen.

Die ebenfalls im Jahr 1826 von James Dunlop entdeckte Galaxie NGC 1317 stellt dagegen ein klassisches Paradebeispiel für eine Spiralgalaxie dar, welche im Gegensatz zu ihrer größeren kosmischen Nachbarin ein bisher eher ruhiges Leben geführt haben dürfte. Bei einer scheinbaren Helligkeit von 11,0 mag verfügt diese etwa sechs Bogenminuten von NGC 1316 entfernt gelegene Galaxie über eine Ausdehnung von 2,8 x 2,4 Bogenminuten.

Das am vergangenen Mittwoch von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichte Bild ist ein Komposit von verschiedenen Einzelaufnahmen, welche mit dem 2,2-Meter-MPG/ESO-Teleskop des La-Silla-Observatoriums der ESO in Chile angefertigt wurden. Das ursprüngliche wissenschaftliche Ziel der Beobachtungen bestand darin, die lichtschwächsten Merkmale dieser Galaxien sichtbar zu machen und die Störungen innerhalb dieses interessanten Systems näher zu untersuchen.

Zusätzlich bietet dieses Foto einen Einblick in das weit entfernte Universum, welches deutlich über die beiden relativ hellen Galaxien im Vordergrund hinausreicht. Die meisten der in diesem Foto erkennbaren ’schlierigen Flecken‘ zeigen nochmals viel weiter entfernte Galaxien. Eine besonders dichte Galaxien-Konzentration ist dabei links von NGC 1316 erkennbar.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO.

Einige der in unserer Heimatgalaxie befindlichen Sterne sind mit einem Alter von über 13 Milliarden Jahren nur wenige hundert Millionen Jahre jünger als das Universum, dessen Alter von den Astronomen auf etwa 13,8 Milliarden Jahre geschätzt wird. Mit einem Alter von „lediglich“ rund 4,6 Milliarden Jahren handelt es sich bei dem Zentralgestirn unseres Sonnensystems somit um einen noch verhältnismäßig jungen Stern, welcher gerade einmal die Mitte seines Lebens erreicht hat. Andere Sterne der Milchstraße verfügen jedoch über ein noch deutlich geringeres Alter von lediglich wenigen Millionen Jahren.

Diese Sterne haben sich erst vor kurzem in sogenannten Sternentstehungsgebieten entwickelt. Aus so einer H-II-Region geht in der Regel jedoch nicht nur ein einzelner, isolierter Stern hervor. Vielmehr reicht die Anzahl der sich zeitgleich in einer H-II-Region bildenden Sterne von einigen Dutzend bis hin zu mehreren Tausend Sternen, welche nach dem Abschluss der Sternentstehungsphase in dieser Region des Weltalls zunächst einen offenen Sternhaufen bilden.

Derartige Sternansammlungen sind für die Astronomen von besonderem Interesse, da die darin konzentrierten Sterne in etwa alle gleich alt sind und zudem über eine vergleichbare chemische Zusammensetzung verfügen. Diese Eigenschaften machen sie zu Objekten von unschätzbarem Wert für die Erforschung der Struktur und Entwicklung von Sternen.

Bei dem im Sternbild Skorpion gelegenen Sternhaufen „Messier 7“, welcher auch als „NGC 6475“ katalogisiert ist, handelt es sich um einen solchen offenen Haufen. Der aus etwa 100 Einzelsternen bestehende Sternhaufen befindet sich in einer Entfernung von rund 800 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem und verfügt über eine Ausdehnung von etwa 25 Lichtjahren. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 3,3 mag kann dieser rund 80 Bogenminuten durchmessende Sternhaufen bereits mit dem bloßen Auge als ein diffuser heller Fleck nordwestlich des Sterns Ypsilon Scorpii (Eigenname „Lesath“) im „Stachel des Skorpions“ beobachtet werden.

Erstmals erwähnt wurde Messier 7 bereits im Jahr 130 nach Christus von dem Mathematiker und Astronomen Claudius Ptolemäus. Er beschrieb dieses Objekt als einen „Nebel dem Stachel des Skorpions folgend“. Gelegentlich wird dieser Sternhaufen deshalb auch als „Ptolemäus’ Sternhaufen“ bezeichnet. Im 19. Jahrhundert beschrieb der englische Astronom John Herschel das Erscheinungsbild dieses Objekts im Teleskop als einen „grob verteilten Haufen von Sternen“.

In einer am gestrigen Mittwoch von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichten Aufnahme zeichnet sich Messier 7 deutlich gegen den sehr sternreichen Hintergrund aus Hunderttausenden von schwächer leuchtenden Sternen in Richtung des Zentrums der Milchstraße ab. Angefertigt wurde die Aufnahme mit dem Wide Field Imager des MPG/ESO 2,2-Meter-Teleskops, welches sich am La-Silla-Observatorium der ESO in den chilenischen Anden befindet.

Mit einem Alter von etwa 200 Millionen Jahren handelt es sich bei Messier 7 um einen typischen offenen Sternhaufen mittleren Alters. Während ihres fortschreitenden Alterungsprozesses werden etwa zehn Prozent der derzeit in diesem Haufen konzentrierten Sterne in heftigen Supernovaexplosionen ihr Dasein beenden. Die verbleibenden Sterne, welche deutlich schwächer leuchten als die derzeit hell strahlenden Supernova-Kandidaten, werden dagegen im Laufe der Jahrmillionen langsam auseinander driften, bis sie nicht mehr als einstmals zusammenhängender Sternhaufen erkennbar sind.

Ein interessantes Merkmal in der jetzt von der ESO veröffentlichten Aufnahme besteht darin, dass die abgebildete Region offenbar nicht einheitlich von interstellarem Staub durchzogen ist. Hierbei handelt es sich jedoch aller Wahrscheinlichkeit nach nur um eine zufällige Anordnung des Sternhaufens und der umliegenden Staubwolken.

Obwohl es verlockend wäre darüber zu spekulieren, ob die erkennbaren dunklen Staubfetzen eventuell die Überreste der Wolke aus interstellarem Staub und Gas darstellen, aus der dieser Sternhaufen einstmals entstanden ist, hat unsere Heimatgalaxie während der Lebenszeit von Messier 7 bereits eine komplette Rotation um ihre eigene Achse vollbracht und dabei viele der Sterne und große Mengen an Staub durcheinander gewirbelt. Somit dürften das Gas und der Staub, aus denen sich die Sterne von Messier 7 gebildet haben, und der Sternhaufen selbst schon vor langer Zeit getrennte Wege gegangen sein.

Höher aufgelöste Versionen der hier gezeigten Aufnahme von Messier 7 finden Sie auf der entsprechenden Internetseite der ESO.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO.

Einige der in unserer Heimatgalaxie befindlichen Sterne sind mit einem Alter von über 13 Milliarden Jahren nur wenige hundert Millionen Jahre jünger als das Universum, dessen Alter von den Astronomen auf etwa 13,8 Milliarden Jahre geschätzt wird. Mit einem Alter von „lediglich“ rund 4,6 Milliarden Jahren handelt es sich bei dem Zentralgestirn unseres Sonnensystems somit um einen noch verhältnismäßig jungen Stern, welcher gerade einmal die Mitte seines Lebens erreicht hat. Andere Sterne der Milchstraße verfügen jedoch über ein noch deutlich geringeres Alter von lediglich wenigen Millionen Jahren.

Diese Sterne haben sich erst vor kurzem in sogenannten Sternentstehungsgebieten entwickelt. Aus so einer H-II-Region geht in der Regel jedoch nicht nur ein einzelner, isolierter Stern hervor. Vielmehr reicht die Anzahl der sich zeitgleich in einem H-II-Gebiet bildenden Sterne von einigen Dutzend bis hin zu mehreren Tausend Sternen, welche nach dem Abschluss der Sternentstehungsphase in dieser Region des Weltalls zunächst einen offenen Sternhaufen bilden.

Solche offene Sternhaufen stellen für die professionellen Astronomen ein ideales Laboratorium zum Studium der Sternentwicklung dar, da sich die dort konzentrierten Sterne ursprünglich alle aus derselben Molekülwolke gebildet haben und somit in etwa über das gleiche Alter und eine sehr ähnliche chemische Zusammensetzung verfügen. Da die Mitglieder eines Haufens allerdings über sehr unterschiedliche Massen verfügen, finden sich in solchen Haufen Sterne in ganz unterschiedlichen Entwicklungsphasen. Wie schnell sich ein Stern entwickelt, hängt nämlich stark von seiner anfänglichen Masse ab, so dass sich die masseärmsten Vertreter des Haufens kaum entwickelt haben dürften, während die massereichen Sonnen den größten Teil ihres stellaren Lebens schon hinter sich haben und vermutlich bald als Supernova explodieren werden.

Durch eine eingehende Untersuchung ist daher unter anderem ein Vergleich der Entwicklung von Sternen möglich. Dies erleichtert es den Astronomen und Astrophysikern, die Auswirkungen anderer Eigenschaften der Sterne auf ihre jeweilige Entwicklung zu ermitteln. Des weiteren kann die gemeinsame Bewegungsrichtung der in einem offenen Sternhaufen konzentrierten Sterne zur Bestimmung der Entfernung genutzt werden.

Bei einem der in unserer Galaxie angesiedelten offenen Sternhaufen handelt es sich um den in dem Sternbild „Schiffskiel“ (lat. „Carina“) gelegenen Sternhaufen NGC 3572. Bei einer Ausdehnung von sieben Bogenminuten erreicht NGC 3572 eine scheinbare Helligkeit von 6,60 mag und kann somit bereits mit einem Fernglas beobachtet werden.

In diesem Sternhaufen konzentriert sich eine Vielzahl an jungen, heißen und in bläulich-weißen Farben leuchtenden Sternen, welche eine intensive Strahlung aussenden und die ihre Umgebung zudem durch einen intensiven Sternwind beeinflussen. Das noch in dem Sternhaufen vorhandene Gas wird durch die von den Sternen ausgehenden Strahlung verteilt und oft zu eigentümlichen Strukturen geformt. Genau dies ist auf einer neuen Aufnahme von NGC 3572 zu erkennen, welche am vergangenen Mittwoch von der europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlicht wurde.

Im unteren Bereich der Aufnahme sind noch Teile der Molekülwolke sichtbar, aus der sich die jungen Sterne gebildet haben. Sie wurde durch die Strahlung der neu geborenen Sonnen schon sehr stark in Mitleidenschaft gezogen und leuchtet in einem charakteristischen rötlichen Farbton. Außerdem sind in dem Gas und dem Staub faszinierende Formen wie Blasen, Bögen und dunkle Säulen entstanden. Letztere werden auch als „Elefantenrüssel“ (engl. „elephant trunks“) bezeichnet. Das wahrscheinlich bekannteste Beispiel für eine solche Struktur sind die berühmten „Säulen der Schöpfung“, welcher sich im Adlernebel im Sternbild Schlange (lat. Serpens) befinden.

Eine Struktur auf der hier gezeigten ESO-Aufnahme können sich die Astronomen bislang nicht richtig erklären. Etwas oberhalb der Bildmitte befindet sich eine kleine, ringförmige und nebelartige Struktur. Dabei könnte es sich um den Überrest einer dichten Region der Molekülwolke handeln, aus der sich der Haufen einstmals gebildet hat, oder aber um eine Blase, welche einen heißen Stern umgibt. Einige Astronomen halten dieses Objekt auch für einen eigentümlich geformten planetarischen Nebel, also für einen sterbenden Stern, der gerade seine äußeren Hüllen ins All abstößt und dieses Material dann durch seine Strahlung zum Leuchten anregt.

Bei offenen Sternhaufen wie NGC 3572 handelt es sich um relativ kurzlebige Gebilde. Durch gravitative Wechselwirkungen zwischen den einzelnen Sternen und andere Einflüsse, wie etwa die Supernova-Explosionen der massereichen Sterne, lösen sich diese Haufen im Verlauf von einigen zehn bis zu einigen hundert Millionen Jahren langsam auf. So kann es sein, dass ein heute als Einzelstern erscheinender Stern sein stellares Leben einstmals in einem Sternhaufen begonnen hat, der aber inzwischen längst verschwunden ist.

Die kürzlich veröffentlichte Aufnahme von NGC 3572 entstand aus Daten, welche von einem Astronomenteam unter der Leitung des ESO-Astronomen Giacomo Beccari mit dem MPG/ESO 2,2-Meter-Teleskop des La-Silla-Observatoriums der ESO in Chile gewonnen wurden. Das Ziel der Arbeit bestand in der Untersuchung der protoplanetaren Scheiben junger Sterne in NGC 3572. Dabei stellten die Wissenschaftler zu ihrer Überraschung fest, dass der Sternhaufen Sterne enthält, welche älter als zehn Millionen Jahre sind, immer noch eindeutig Masse anhäufen und somit immer noch von Scheiben umgeben sein müssen. Dies belegt, dass die Sternentstehung in NGC 3572 seit mindestens 10 bis 20 Millionen Jahren stattfindet und würde bedeuten, dass der Prozess der Planetenentstehung auf viel längeren Zeitskalen läuft als bisher allgemein angenommen.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO.

Ein schweizerisches Astronomenteam vom Observatoire de Genève hat bei astronomischen Beobachtungen mit einem vergleichsweise kleinen Teleskop von lediglich 1,2 Metern Spiegeldurchmesser, welches sie für ein mehrjähriges Beobachtungsprogramm eingesetzt haben, eine außergewöhnliche und zuvor nicht gegebene Präzision erreicht. Über die Vermessung von winzigen Variationen in der Helligkeit von Sternen haben die Astronomen dabei eine neue Klasse von sogenannten veränderlichen Sternen entdeckt.

Die neuen Erkenntnisse basieren auf regulären Helligkeitsmessungen bei mehr als 3.000 Sternen im offenen Sternhaufen NGC 3766. Dieser Sternhaufen befindet sich in einer Entfernung von ungefähr 7.000 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem im südlichen Sternbild Centaurus (der Zentaur). Das Alter des Haufens wird auf rund 20 Millionen Jahren geschätzt. Bei einem Durchmesser von 12 Bogenminuten erreicht NGC 3766 eine scheinbare Helligkeit von 5,30 mag. Von einem auf der Südhalbkugel der Erde gelegenen Standort aus kann der Sternhaufen somit selbst mit bloßem Auge in der unmittelbaren Nähe des Sternbildes „Kreuz des Südens“ erkannt werden. Betrachtet durch ein Amateurteleskop mittlerer Größe präsentiert sich das Objekt sehr eindrucksvoll.

Das von Nami Mowlavi geleitete schweizerische Astronomenteam hat NGC 3766 und einige weitere offene Sternhaufen über einen Zeitraum von sieben Jahren untersucht. Bei der Auswertung der Beobachtungsdaten zeigte sich, dass 36 der in NGC 3766 beheimateten Sterne eine winzige, regelmäßig auftretende Helligkeitsschwankung in einer Größenordnung von lediglich 0,1 Prozent der durchschnittlichen Helligkeit dieser Sterne aufweisen. Diese Schwankungen erfolgen dabei in Perioden zwischen ungefähr zwei bis hin zu 20 Stunden. Die beobachteten Sterne sind etwas heißer und heller als das Zentralgestirn unseres Sonnensystems, scheinen ansonsten aber, abgesehen von ihren Rotationsgeschwindigkeiten, über keine weiteren auffälligen Eigenschaften zu verfügen.

Der bei den Messungen erreichte Grad an Präzision ist doppelt so hoch wie bei vergleichbaren Studien, bei denen andere Teleskope eingesetzt wurden. Nur so konnten die beteiligten Astronomen diese winzigen Helligkeitsschwankungen jetzt erstmals enthüllen.

„Dieses hohe Niveau an Empfindlichkeit haben wir einerseits durch die hohe Qualität der Beobachtungen in Kombination mit einer sorgfältigen Analyse der Daten erlangt“, so Nami Mowlavi. „Andererseits aber auch deshalb, weil wir hierbei ein umfangreiches, siebenjähriges Beobachtungsprogramm durchgeführt haben. Es wäre vermutlich nicht möglich gewesen so viel Beobachtungszeit an einem größeren Teleskop zu erhalten.“

Durchgeführt wurden diese Beobachtungen mit dem Leonhard-Euler-Teleskop, welches sich am La-Silla-Observatorium der Europäischen Südsternwarte (kurz „ESO“) in den chilenischen Anden befindet.

Viele Sterne im bekannten Universum werden von den Astronomen als veränderliche oder pulsierende Sterne bezeichnet, da ihre scheinbare Helligkeit in bestimmten Zeiträumen variiert. Wie genau sich die Helligkeit dieser Sterne verändert, hängt dabei auf komplexe Weise von den physikalischen Eigenschaften und dem inneren Aufbau dieser Sterne ab. Dieses Phänomen führte mittlerweile zu der Entwicklung eines eigenen Forschungszweiges innerhalb der Astrophysik, welcher als Asteroseismologie bezeichnet wird.

„Die bloße Existenz dieser neuen Klasse von veränderlichen Sternen ist eine Herausforderung für die Astrophysiker“, so Sophie Saesen, ein weiteres Mitglied des Beobachtungsteams. „Die heutigen theoretischen Modelle sagen voraus, dass die beobachteten Sterne ihre Helligkeit nicht auf diese Weise ändern dürften. Unsere derzeitigen Bemühungen konzentrieren sich daher darauf, mehr über diese seltsame Art von Sternen in Erfahrung zu bringen.“

Obwohl der Grund für die Veränderlichkeit der Sterne derzeit noch nicht entschlüsselt ist, gibt es einen ersten interessanten Hinweis. Einige der Sterne scheinen sehr schnell zu rotieren. Sie drehen sich mit Geschwindigkeiten von mehr als der Hälfte der sogenannten „kritischen Geschwindigkeit“ um ihre Rotationsachse. Bei der kritischen Geschwindigkeit handelt es sich um einen Grenzwert, ab dem Sterne instabil werden und einen Teil ihrer Materie in das umgebende Weltall katapultieren.

„Unter diesen Bedingungen wird die schnelle Drehung der Sterne einen wichtigen Einfluss auf die Eigenschaften in ihrem Inneren haben. Wir können die Änderungen in der Helligkeit dieser Sterne jedoch noch nicht angemessen modellieren“, erklärt Nami Mowlavi. „Wir hoffen jedoch, dass unsere Entdeckung Spezialisten dazu anregt, sich näher mit diesem Thema auseinander zu setzen.“ Dadurch, so die Hoffnung der Astronomen, könnte sich ein besseres Verständnis der Ursache dieser rätselhaften Helligkeitsschwankungen ergeben.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse von Nami Mowlavi et al. wurden am heutigen 12. Juni 2013 unter dem Titel „Stellar variability in open clusters I. A new class of variable stars in NGC 3766“ in der Fachzeitschrift „Astronomy & Astrophysics“ publiziert.

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• Veränderliche Sterne

Fachartikel von Nami Mowlavi et al.:

• Stellar variability in open clusters I. A new class of variable stars in NGC 3766 (engl.)

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