Eta Carinae - ein galaktischer Rugbyball - Neue Daten über das Innere dieses Sternsystems

von Dr. Hans Zekl

Anfang des 19. Jahrhunderts galt Eta Carinae im südlichen Sternbild Kiel des Schiffes (lat. Carina) als ungewöhnlicher veränderlicher Stern, der aber ansonsten keine Besonderheiten besaß. Seine Helligkeit pendelte zwischen der 2. und der 4. Größenklasse. Aber in den 1830er Jahren bemerkte der englische Astronom Sir John Herschel, Sohn des berühmten englischen Beobachters William Herschel, dass er seine Helligkeit in kurzer Zeit stark erhöht hatte. Im Dezember 1837 strahlte er als Stern erster Größe. Nachforschungen ergaben, dass er diese Helligkeit schon zweimal zuvor erreicht hatte, 1827 und 1832. Nachdem er im Jahr 1838 wieder schwächer wurde, änderte sich im Jahr 1841 der südliche Sternhimmel dramatisch. Eta Carinae steigerte in kurzer Zeit seine Helligkeit um ein Vielfaches und wurde im April 1843 mit -1 Größenklassen zum zweithellsten Stern am Nachthimmel. Seit jener Zeit rätseln Astronomen darüber, was bei diesem offensichtlich instabilen Stern vorgeht.

20 Jahre lang strahlte Eta Carinae als einer der hellsten Sterne am Firmament. 1863 fiel seine Helligkeit dramatisch ab. Zeitweise war der Stern mit bloßem Auge nicht mehr zu sehen. Von kleineren Ausbrüchen um 1870 und 1889 abgesehen, lag seine Helligkeit bei 8. Seit 1941 wird er allerdings wieder langsam heller. Anfang der 1990 Jahre wurde er auch wieder für das bloße Auge sichtbar.

In einer Entfernung von 7500 Lichtjahren müssen sich dramatische Ereignisse abspielen, die offensichtlich die letzte Lebensphase des Sterns begleiten. Der Stern selbst ist in einer großen, pilzförmigen Wolke - dem Homunkulus-Nebel - verborgen, die beim Ausbruch 1841 entstand. Darin könnte das Sonnensystem mehrere hundert mal Platz finden könnte.

Bei diesem Ausbruch verlor der Stern das zehnfache der Masse der Sonne. Vermutlich verschluckt diese Ausbruchswolke einen großen Teil des Lichts von Eta Carinae.

Nun ist es einem internationalen Astronomenteam unter der Leitung von Roy van Boekel (ESO und Universität Amsterdam) gelungen, die inneren Bereiche des Systems zu untersuchen. Die maximal mögliche Auflösung hängt vom Teleskopdurchmesser ab. Je größer dieser ist, umso feinere Details können beobachtet werden. Um aber in das Innere von Eta Car schauen zu können, bedurfte es eines Tricks, da kein geeignetes Teleskop existiert, um die inneren Strukturen aufzulösen. Dazu wird durch das Zusammenschalten mehrerer Teleskope ein wesentlich größeres simuliert. Dieses Verfahren nennt man Interferometrie. Dabei definieren die Abstände zwischen den einzelnen Fernrohren den effektiven Durchmesser des so geschaffenen Riesenteleskops. Radioastronomen verwenden diese Technik schon seit Jahrzehnten, indem sie Teleskope auf der ganzen Erde verwenden und somit ein Radioteleskop erzeugen, dessen Durchmesser praktisch gleich dem Erddurchmesser ist (VLBI).

An der europäischen Südsternwarte der ESO (European Southern Observatory) auf dem Paranal in den chilenischen Anden steht das Very Large Telescope (VLT) das aus 4 großen Teleskopen mit Spiegeldurchmesser von je 8,3 m und mehreren kleinen Hilfsteleskopen besteht. Diese Teleskope können zu einem Interferometer zusammen geschaltet werden.

Eta Carinae ist ein wahres Sternmonster. Er ist nicht nur der hellste Stern in unserer Milchstraße, er besitzt auch 100 mal mehr Masse als unsere Sonne und leuchtet 5 Millionen mal heller als sie. Immer wieder kommt es bei ihm zu starken Ausbrüchen. Befände sich Eta Car in unserem Sonnensystem, würde er bis über die Bahn des Planeten Jupiter reichen. Sein Abstand von der Sonne beträgt immerhin 770 Millionen Kilometer.

Um die inneren Bereiche des Sternsystems aufzulösen, benötigten die Astronomen nicht die volle Leistung der großen Teleskope des VLT. Statt dessen verwendeten sie zwei der Hilfsteleskope mit Durchmessern von 35 cm. In mehreren Nächten wurde damit der Stern beobachtet, wobei die Stellung der beiden Teleskope mehrfach zwischen acht und 62 Metern geändert wurde.

Damit konnten noch Strukturen mit einem Durchmesser von 1,65 Milliarden Kilometer, rund 11 astronomischen Einheiten (AE), aufgelöst werden, d.h. etwa dem Durchmesser dem Jupiterbahn. Eine AE beträgt ca. 150 Millionen Kilometer, der mittlere Abstand der Erde von der Sonne.

Auf die Erde übertragen, bedeutet diese Auflösung, dass man ein Ei und einen Billiardball noch in 2000 Kilometer Entfernung voneinander trennen kann.

Die Ergebnisse überraschten die Astronomen. Eta Carinae besitzt offensichtlich einen starken Sternwind, der nicht gleichförmig in alle Richtungen vom Stern weht. Vielmehr ist er in einer Richtung wesentlich stärker. Ähnlich wie beim Sonnenwind strömt beim Sternenwind Gas mit hoher Geschwindigkeit von der Oberfläche des Sterns ins All. Die äußeren Bereich des Sterns sind wegen der riesigen Entfernung von seinem Kern nur schwach gebunden. Der Druck der enormen Strahlung bläst dann das Material in den Weltraum. Die vom Wind erzeugte Wolke bei Eta Carinae ist deutlich in die Länge gezogen. Die längere Achse zeigt zudem in dieselbe Richtung wie die größere der beiden Pilzwolken. Diese Ausrichtung bleibt über einen Entfernungsbereich von 10 bis ca. 30 000 astronomischen Einheiten erhalten.

Diese Entdeckungen widersprechen aber der gängigen Theorie der Sternwinde. Danach verlieren Sterne vorwiegend in der Nähe des Äquators Material, weil es dort durch die Zentrifugalkraft schwächer gebunden ist. Damit kann der Strahlungsdruck leichter das Material antreiben. Das Problem bei Eta Carinae allerdings ist, dass damit keine pilzförmigen Wolken entstehen können. Das Material müsste sich statt dessen in einem Ring um den Stern ansammeln.

Die einzige Erklärung, die sich als Ausweg anbietet, bedeutet, dass der Stern in Richtung seiner Pole in die Länge gezogen ist, ganz im Gegensatz zur normalen Situation, bei der Sterne und Planeten durch die Zentrifugalkraft an den Polen verkürzt sind.

Dieses Szenario wurde von Theoretikern aber schon vorher gesagt. Auch bei Eta Carinae ist der Zentralbereich des Stern ganz normal an den Polen abgeplattet. Dadurch liegen die Polbereiche aber näher am Sternzentrum, in dem bei extrem hohen Temperaturen die Kernfusion abläuft. Sie sind somit auch heißer und leuchten stärker. Folglich herrscht dort auch ein größerer Strahlungsdruck, der die weiter außen liegenden Schichten über den Polen stärker vom Stern fort bläst.

Berücksichtigt man die beobachteten Werte, so zeigt ein solches Modell, dass der Stern extrem schnell rotieren muss. Wäre seine Rotationsgeschwindigkeit nur etwa 10 Prozent höher, würde er auseinander fliegen.

Außer im Jahr 1841 hat Eta Carinae immer wieder große Ausbrüche gezeigt, zuletzt um 1890. Wann der nächste Ausbruch stattfinden wird, weiß niemand, aber zur Ruhe wird der Stern nicht kommen.

Pro Jahr verliert Eta Carinae dadurch die 500fache Masse der Erde bzw. 0,0016 Sonnenmassen pro Jahr, so dass in 100 000 Jahren nichts mehr von ihm übrig sein wird. Aber höchst wahrscheinlich wird Eta Carinae sich schon vorher in einer gewaltigen Supernovaexplosion selbst zerstören. Dass könnte nach astronomischen Maßstäben schon bald geschehen, vermutlich in den nächsten 10 000 bis 20 000 Jahren. Dann wird Eta Carinae am Taghimmel zu sehen sein.

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