Vor einiger Zeit hatte ich hier in einer ersten Serie von Beiträgen das Thema „Spektroskopie“ vorgestellt. Dabei hatte ich versprochen, bald weitere Beispiele vorzustellen, die auch ein wenig spannender sind als der in den ersten Artikeln betrachtete Stern Altair. Nach einer viel zu langen Pause will ich heute das Erste diese versprochenen Beispiele endlich nachreichen.
Anschauen wollen wir uns heute ein Objekt, dass wahrscheinlich schon jede/r von uns mal im Okular gehabt hat – Beta Cygni bzw. Albireo, den Kopf des Schwans. Er ist ja bekannt für den wunderbaren Farbunterschied seiner beiden Komponente Albireo A (orange) und Albireo B (blau). Wie sich das in Form eines Spektrums niederschlägt, und was man daraus sonst noch alles ablesen kann, wollen wir uns jetzt mal näher anschauen.
Alle Aufnahmen habe ich 2021 mit dem bereits vorgestellten Setup gemacht. Einem Star-Analyzer 100 in Kombination mit einer ZWO ASI178MM Planetenkamera an einem Celestron C6. Erzeugt wurden die hier dargestellten Grafiken dann mit der Software RSpec.
Schauen wir uns zuerst die hellere, orange leuchtende Komponente an, Albireo A. Das absolute (d. h auf korrekte Wellenlänge kalibrierte und auf den sog. „Camera-Response“ korrigierte) Spektrum präsentiert sich wie unten dargestellt. Man erkennt auf den ersten Blick schon, dass das Spektrum stark von Anteilen oberhalb von 5800A, also gelben bzw. rötlichen Farbanteilen dominiert wird. Das war aufgrund des optischen Eindrucks auch nicht anders zu erwarten. Die generelle Form dieses Spektrums weicht damit auch sehr stark von derjenigen ab, die wir z. B. bei Altair kennengelernt haben. Dementsprechend müssen wir es hier also auch mit einer anderen Spektralklasse zu tun haben.
Ich habe mal so getan als gäbe es für Albireo A noch keine Bestimmung und habe versucht, diese mit RSpec durchzuführen. Dies erfolgt am einfachsten durch den Vergleich des Spektrums mit anderen, in der Software hinterlegten Referenzspektren. Das Ergebnis ist im Bild unten dargestellt. Meine Bestimmung war K5III. Das ist erstaunlich nah dran an der echten Spektral klasse, die mit K2II angegeben wird. Damit ist Albireo A ein sog. heller Riese der Spektralklasse K. Eigentlich ist Albireo A selbst ein enger Doppelstern bestehend aus einer weiteren Komponente, vermutlich der Klasse B. In detaillierteren, höher aufgelösten Spektren von Albireo A lassen sich die entsprechenden Spuren dieses Begleiters erkennen. Mit der begrenzten Auflösung des Star-Analyzers bleiben sie aber verborgen.
Sterne der Spektralklasse K zeichnen sich durch einen recht hohen Gehalt an Metallen aus.
(An dieser Stelle kann man anmerken, dass die Astronomie eine recht simple Definition des Begriffs „Metalle“ hat. Demnach zählen alle Elemente schwerer als Helium zu den Metallen.)
Und diese machen sich bereits im absoluten Spektrum von Albireo A bemerkbar. Deutlicher treten sie, wie wir schon gelernt haben, im normalisierten Spektrum hervor. Da entdeckt man eine ganze Fülle an charakteristischen Linien von Calcium, Eisen, Magnesium und Natrium. Sogar einige einfache Moleküle wie CaOH (Calciumhydroxyd) oder TiO (Titanoxid) kann man feststellen. Die Linien der Balmer Serie sind dagegen nur noch sehr schwach ausgeprägt. Als Referenz habe ich hier mal H-beta und H-alpha eingezeichnet. Auch das ist charakteristisch für Sterne der Klasse K.
Ich habe viel recherchiert um herauszufinden, woher genau diese Metalle in Albireo A stammen. Leider konnten mir das weder digitale noch analoge Quellen vollständig beantworten. Aber mit allem, was ich aus diesen Quellen gelernt habe, erkläre ich mir das wie folgt:
Wir wissen ja bereits, dass Sterne im Laufe ihres Lebens verschiedene „Brennphasen“ durchlaufen. In den späteren Phasen wird speziell bei Riesensternen nicht mehr nur Wasserstoff zu Helium fusioniert, sondern es entstehen auch immer schwerere Elemente bin hin zum Eisen. Nun könnte man denken, dass dies bei Albireo A gerade der Fall ist, zumal es sich ja auch um einen hellen Riesen handelt. Allerdings ist das wohl ein Trugschluss, denn die Spuren dieser Metalle können wir im Spektrum ja nur deswegen erkennen, weil sie sich in der äußeren Atmosphäre des Sterns befinden, durch die das Licht der darunter liegenden Photosphäre scheint. (Weil diese Atmosphäre vergleichsweise kalt ist — so man denn ca. 4200K als kalt bezeichnen mag – können übrigens auch einfache Verbindungen wie eben CaOH „auskondensieren“).
„Erbrütet“ werden schwere Elemente aber viel tiefer in einem Stern und erst mit seinem Ende (z. B. als Supernova) gelangen sie in das sog. „insterstellare Medium“, also den freien Raum. Albireo A ist zwar ein heller Riese und damit tendenziell in einer Phase, in der er nicht mehr nur Wasserstoff zu Helium fusioniert. Aber Metalle entstehen in ihm noch nicht. Die schweren Elemente, die sich in seinen Spektren verraten, hat er wohl bei seiner Entstehung geerbt. Spannend ist es aber allemal, denn obwohl sie nicht in Albireo A selbst entstanden, so sind sie dennoch ein klarer Beleg dafür, dass diese schweren Elemente (die nicht zuletzt in uns allen zu finden sind) irgendwo da draußen in den Sternen entstanden sind.
Widmen wir uns nun Albireo B, dem bläulichen Nachbarn von Albireo A.
Hier kommt uns das Spektrum schon wieder etwas bekannter vor, denn es erinnert von der allgemeinen Form her sehr an Altair, den wir in den ersten Artikeln dieser Serie kennengelernt haben. Auch hier erkennt man die optisch sichtbare bläuliche Farbe auch im Spektrum wieder, in dem die Wellenlängen im entsprechenden Farbbereich dominieren. Ebenfalls sofort und sehr deutlich sichtbar sind wieder die Linien der Balmer-Serie des Wasserstoffs.
Entsprechend erwarten wir hier, dass die Spektralklasse ähnlich der von Altair sein sollte. Mit RSpec habe ich sie zu B8V bestimmt. Das ist tatsächlich eine Punktlandung und entspricht fast exakt der Spektralklasse, die in einschlägigen Quellen mit B8Ve angegeben wird.
Sterne der Spektralklasse B sind recht jung und vor allem ziemlich heiß. Mit RSpec habe ich einen Wert von max. 15.000K bestimmt, der echte Wert liegt mit 13.200K +/- 600K gar nicht so weit weg.
Eine Besonderheit fällt dann allerdings auf. Denn eigentlich sollte im Bereich der H-alpha Linie eine Lücke im Spektrum erscheinen. Zumindest wäre das für einen Stern der Klasse B zu erwarten. Tatsächlich zeigt sich diese aber nicht. Im Gegenteil, es ist sogar eine leichte Erhöhung zu erkennen, die im normalisierten Spektrum noch deutlicher wird.
In dieser Darstellung erkennt man auch schön weitere Linien der Balmers-Serie bis hin zur H-eta Linie. Das Fehlen der Absenkung bei H-alpha wirft aber dann doch Fragen auf. Weshalb weicht Albireo B hier von der „Norm“ der Spektralklasse B ab?
Die Antwort versteckt sich in dem kleinen Buchstaben „e“, der der Bezeichnung der Spektralklasse hintenangestellt ist. Dieser kennzeichnet eine sehr spannende Klasse von Sternen, die sog. „Be-Type Emission Stars“. Kennzeichnend für diese ist ein Spektrum der Klasse B, allerdings mit einer Spitze (keiner Lücke) im Bereich der H-alpha Linie. Diese kann innerhalb von recht kurzer Zeit im Spektrum erscheinen, ggf. sogar innerhalb weniger Jahre. Ebenso schnell kann sie auch wieder verschwinden. Wie entsteht diese?
Abschließend geklärt ist das tatsächlich noch nicht. Aber einiges weiß man natürlich trotzdem. Sterne der Be-Klasse zeichnen sich durch eine sehr hohe Rotationsgeschwindigkeit aus. Diese ist im Äquatorbereich des Sterns so hoch, dass Materie nach außen weggeschleudert werden kann. Sie sammelt sich dann in einem Ring glühenden Gases in der Äquatorebene des Sterns. Die energiereiche Strahlung des heißen Sterns regt den Wasserstoff in diesem Ring dann zum Leuchten an, was das Erscheinen der H-alpha Emissionslinie im Spektrum erklärt. So wie ich das verstehe, ist der Mechanismus dabei ähnlich wie bei einem Planetaren Nebel, nur dass das Gas hier deutlich näher beim Stern verbleibt und der Stern natürlich heller und heißer ist als die weißen Zwerge, die solche Nebel anregen.
Diese Emissionslinie sollte bei Albireo A eigentlich noch deutlicher sein. Da muss ich meine Technik im Umgang mit dem Star-Analyzer wohl noch optimieren. Aber bereits in diesem ersten Spektrum ist die Emission doch recht deutlich. Dass die Auflösung des Star-Analyzer also sogar Rückschlüsse auf ein so spannendes Erscheinungsbild eines Sterns erlaubt, war für mich dann doch eine Überraschung! In jedem Fall eröffnet der Star-Analyzer damit einen Blick auf ein sich ständig änderndes, „lebendiges“ Universum, dass dem bloßen Auge leider allzu oft verborgen bleibt.
Im nächsten Beitrag sehen wir uns dann ein Beispiel an, dass sogar ohne die Hilfe der Spektroskopie diese Dynamik offenbart – die Nova RS Ophiuchi aus dem Jahr 2021.
Ich würde mich freuen, wenn ihr dann hier wieder zur Stelle seid!
Bis dahin viele Grüße und natürlich Clear Skies!