Veränderliche Sterne

R Coronae Borealis im Sternbild Nördliche Krone ist der Prototyp einer speziellen Klasse von veränderlichen Sternen mit sehr ungewöhnlichen Eigenschaften. Sterne dieses Typs, von dem nur etwa 150 Exemplare in der Galaxis bekannt sind, verweilen die meiste Zeit im Maximum ihrer Helligkeit. Doch unvermittelt sinkt ihre Helligkeit steil um zwei bis acht Magnituden ab, schwankt in zufälliger Weise und kehrt erst nach Wochen, Monaten oder sogar Jahren wieder zum ursprünglichen Wert zurück.

Aufgrund dieses Verhaltens hat man R-Coronae-Borealis-Sterne etwas ironisch, aber treffend, als „eruptive Veränderliche mit negativen Ausbrüchen“ bezeichnet.

Wir finden den Veränderlichen R CrB leicht, und zwar innerhalb der auffälligen halbkreisförmigen Sternenstruktur der Nördlichen Krone, etwas links von der Mitte. Solange seine Helligkeit nahe des Maximums von etwa 6 mag liegt, ist er dort einfach mit dem Fernglas aufzuspüren, denn dann ist er innerhalb des Halbkreises der hellste Stern. In der Minimumphase allerdings bleibt er im Fernglas unsichtbar.

Der englische Astronom Edward Pigott (1753 – 1825) hatte die Veränderlichkeit von R CrB im Jahr 1795 bemerkt. Damit gehört R CrB zu den am längsten bekannten und beobachteten veränderlichen Sternen. Die Ursache seines Lichtwechsels blieb freilich rund 200 Jahre lang ein Rätsel.

Negative Ausbrüche in der Lichtkurve von R CrB

Die scheinbare Helligkeit von R CrB schwankt normalerweise nur leicht zwischen 5,8 und 6 mag. Dieser Teil seiner Variabiliät ist auf Pulsationen des Sterns zurückzuführen, der sich in einer späten Entwicklungsphase befindet. Es scheinen sich sogar zwei Pulsationen zu überlagern, mit Perioden von 40 und 51 Tagen.

Viel spektakulärer ist jedoch ein anderes Verhalten: In unregelmäßigen Abständen bricht seine Helligkeit innerhalb weniger Tage stark ein. So etwa im Februar 2003, als sie binnen drei Wochen auf 13 mag abstürzte. Es war, als hätte jemand den Stern gedimmt und seine Helligkeit auf ein Fünfhundertstel heruntergeregelt: Nur noch 0,2 Prozent des ursprünglichen Lichtstroms erreichte uns. Danach schwankte die Helligkeit zunächst ohne erkennbare Regelmäßigkeit und stieg ab Mitte März langsam wieder an. Zu ihrem Normalwert kehrte sie erst Anfang Mai 2003 zurück.

Der nächste Einbruch erfolgte 2007, verlief noch stärker und hielt ungewöhnlich lange an: Erst im Jahr 2019 erreichte R CrB wieder eine Helligkeit von 6 mag, nachdem sie heftig zwischen 15 und 7 mag geschwankt hatte. Ein weiterer Helligkeitsabfall war Ende 2019 zu verzeichnen, diesmal allerdings nur auf 9 mag.

Hobbyastronomen dokumentieren Lichtkurve

Weder der Zeitpunkt dieser Helligkeitseinbrüche noch die Tiefe der Minima und die Verweildauer darin lassen sich vorhersagen. Deshalb ist die lückenlose Dokumentation der Lichtkurve durch Amateurastronomen extrem wichtig für die wissenschaftliche Erforschung dieses Veränderlichentyps. International sind diese Veränderlichenbeobachter in der American Association of Variable Star Observers (AAVSO) organisiert. Für den deutschen Sprachraum gibt es die Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e.V. (BAV).

Diese Organisationen bieten auch Umgebungskarten der veränderlichen Sterne an, in denen die Helligkeiten von geeigneten Vergleichssternen angegeben sind und die sich individuell konfigurieren lassen. Beispiel: Umgebungskarte von R CrB der AAVSO. Anhand solcher Karten können visuelle Beobachter die aktuelle Helligkeit eines Veränderlichen schätzen. Mit ein bisschen Übung gelingt das auf 0,1 mag genau.

Der astrophysikalische Befund

Während Amateurastronomen seit Langem die Lichtkurve lückenlos registrieren, klärten Wissenschaftler mit spektroskopischen Untersuchungen mit Großteleskopen nach und nach die physikalische Natur des Sterns und die Ursache seines merkwürdigen Verhaltens auf.

Wie sich zeigte, ist R CrB ein alter, weit entwickelter Stern, der als Überriese vieltausendfach heller leuchtet als unsere Sonne, obwohl er nur etwa 80 bis 90 Prozent ihrer Masse hat. Mit einer Oberflächentemperatur von etwa 6500 Kelvin ist eine solch enorme Leuchtkraft nur möglich, wenn die strahlende Oberfläche sehr groß ist. Das heißt, der Stern hat sich im Lauf seiner Entwicklung enorm aufgebläht.

Auffällig ist, dass die Atmosphäre von R CrB kaum Wasserstoff enthält und hauptsächlich aus Helium besteht. Zudem ist der Anteil an Kohlenstoff und anderen schweren Elementen außergewöhnlich hoch. Auch Lithium ist in der Atmosphäre enthalten; dieses Element kann nicht aus der Anfangszeit des Sterns stammen, sondern muss vor relativ kurzer Zeit entstanden sein.

Im infraroten Bereich strahlt der Stern sehr intensiv. Dieser Infrarotexzess weist auf eine heiße Staubhülle um den Stern hin, die Wärmestrahlung aussendet. Über die Strahlung im fernen Infrarot wurde auch eine ausgedehnte kalte Staubhülle mit knotigen Verdichtungen nachgewiesen, die sich bis 13 Lichtjahre vom Stern erstreckt.

Ein Stern, der rußt wie eine flackernde Kerze

Die spektralen Indizien und das Verhalten der Helligkeit lassen sich so interpretieren:

Wegen der großen Ausdehnung und der geringen Dichte des Sterns kann Material aus der äußeren Gashülle leicht von der Oberfläche entweichen. Gelegentlich stoßen Turbulenzen oder ein böiger Sternwind Gasschwaden in den umgebenden Weltraum. Dort kondensiert der im Gas enthaltene Kohlenstoff zu festen Partikeln, die als Rußwolken den Stern teilweise einhüllen und ihn verdunkeln.

Jedes Mal, wenn wir auf der Erde einen starken Einbruch seiner Helligkeit registrieren, hat der Stern also Rußwolken in unsere Richtung ausgestoßen. Im Laufe der Zeit breiten sich diese Staubwolken weiter aus, weil sie durch den Strahlungsdruck, den der Stern auf sie ausübt, weggedrückt werden. Dadurch lichten sich die Wolken schließlich an manchen Stellen und geben nach und nach die Sicht auf die Sternoberfläche wieder frei.

In welcher Entwicklungsphase befindet sich R CrB?

Während wir die Ursache des Lichtwechsels von R Coronae Borealis inzwischen gut verstehen, sind noch viele Fragen zur Entstehung und Entwicklung dieses Sterntyps ungelöst.

Im Wesentlichen gibt es heute zwei unterschiedliche Modelle als Erklärungsansätze:

Entweder entstanden R-CrB-Sterne aus der Verschmelzung zweier Weißer Zwerge, von denen der eine reich an Kohlenstoff und Sauerstoff war und der andere viel Helium enthielt. Dieses Modell ist in der Fachliteratur als DD-Modell bekannt (für englisch: double degenerate, doppelt entartet). Oder sie haben als Einzelsterne eine Entwicklungsphase erreicht, in der sie nach der Bildung eines planetarischen Nebels nun einen finalen Helium-Blitz in der Energieerzeugung durchlaufen haben. Dieses ist das FF-Modell (für englisch: final flash, finaler Blitz).

Das DD-Modell: Aus zwei Zwergen wird ein Riese

Das Kürzel DD steht für das Englische double degenerate, was sich mit doppelt entartet übersetzen lässt. Mit Entartung bezeichnen die Physiker einen besonderen quantenmechanischen Zustand von Elektronen, der im Innern von Weißen Zwergen vorliegt.

Weiße Zwerge sind die kompakten Reste von Sternen, deren Brennstoff für die Kernfusion erschöpft ist und die sozusagen nur noch ihren vorhandenen Energievorrat über lange Zeit als Licht und Wärmestrahlung abstrahlen. Gewöhnlich bestehen sie hauptsächlich aus Sauerstoff (im Kern) und Kohlenstoff (in einer Schale darüber) mit nur einer dünnen äußeren Schicht aus Helium oder Wasserstoff. In engen Doppelsternsystemen mit Massenaustausch kann es jedoch vorkommen, dass sich eine der beiden Komponenten, wenn sie anfangs weniger als etwa eine halbe Sonnenmasse hatte, letztlich in einen nur aus Helium bestehenden Weißen Zwerg entwickelt.

Im Szenario des DD-Modells ist nun der Vorläufer eines R-CrB-Sterns ein solches Doppelsternsystem aus einem heliumreichen Weißen Zwerg und einem gewöhnlichen Weißen Zwerg. Nach und nach werden sich diese beiden Komponenten immer näher kommen, weil ihre Umlaufbahn durch Abstrahlung von Gravitationswellen Energie verliert, bis sie schließlich Masse austauschen und miteinander verschmelzen.

Im neu entstehenden Himmelskörper wird das Helium des masseärmeren Weißen Zwergs die äußere Hülle bilden, in die sich Kohlenstoff aus dem massereicheren Weißen Zwerg mischt. Bereits in einer frühen Phase des Masseaustauschs ist die Fusion von Helium zu erwarten. Die dadurch freiwerdende Energie bläht die Heliumhülle auf, so dass sie bereits vor der vollständigen Verschmelzung beide Komponenten einhüllt. Von außen erscheint das Objekt als Riesenstern.

Da keines der beiden Ursprungsobjekte in nennenswertem Umfang über Wasserstoff verfügte, ist automatisch klar, dass auch der neue Himmelskörper kaum Wasserstoff enthält. So lässt sich die chemische Zusammensetzung eines R-CrB-Sterns gut erklären. Insbesondere solche R-CrB-Sterne, in denen ein ungewöhnlich hoher Anteil des Isotops Sauerstoff-18 beobachtet wird, sind gute Kandidaten für das DD-Modell.

Sollte sich dieses Modell bestätigen, dann wären R-CrB-Sterne das massearme Analogon zu Supernovae Ia. Diese entstehen nämlich ebenfalls durch Verschmelzen von Weißen Zwergen; allerdings sind in diesem Falle die Massen der beiden Ausgangssterne größer.

Das FF-Modell: Ein wiedergeborener Riese

Das Kürzel FF steht für das Englische final flash und meint das letzte explosionsartige Zünden einer Kernfusion in der Heliumschale eines Riesensterns in einer Spätphase seiner Entwicklung.

Im Hertzsprung-Russell-Diagramm, mit dem sich die Entwicklungswege von Sternen unterschiedlicher Masse nachvollziehen lassen, bewegt sich ein solcher Stern gerade vom asymptotischen Riesenast (englisch: asymptotic giant branch, AGB) hin zum heißen Zentralstern eines planetarischen Nebels. Er hat also die Phasen des Wasserstoff- und des Heliumbrennens bereits hinter sich und ist gerade dabei, zu einem Weißen Zwerg zu werden.

In dieser Post-AGB-Phase kann die Fusion von Helium aber erneut zünden. Denn die Rate, mit der diese Reaktion abläuft, ist äußerst temperaturempfindlich. Der aus einem solchen Helium-Blitz resultierende thermische Puls treibt die äußeren Gasschichten nach außen, wodurch sich der Stern nochmals zu einem kühlen Überriesen aufbläht. Astronomen sprechen dann auch von einem “wiedergeborenen” Riesenstern. Diesem Stadium entspräche die Phase eines R-CrB-Sterns.

S Coronae Borealis im Sternbild Nördliche Krone ist ein Pulsationsveränderlicher vom Mira-Typ. Seine Helligkeit schwankt mit einer Periode von 360 Tagen zwischen einem Maximalwert von 5,3 mag und einem Minimalwert von 13,6 mag.

Wir finden den Mirastern 2,5° westlich von Theta Coronae Borealis, dem 4,1 mag hellen Stern am westlichen Ende des Sternenhalbkreises in der Nördlichen Krone. Seine Entfernung zur Erde beträgt knapp 1300 Lichtjahre. Es ist ein roter Riesenstern, der sich wie alle Mirasterne in einem späten Stadium seiner Entwicklung befindet. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm liegen diese Sterne auf dem asymptotischen Riesenast (englisch: Asymptotic Giant Branch, AGB), weshalb sie zu den AGB-Sternen gehören.

In den letzten Jahren erreichte S CrB zumeist Maximalwerte um 7 mag. Das letzte Maximum im Juli 2022 lag mit 5,5 mag ungewöhnlich hoch, so dass er unter günstigen Beobachtungsbedingungen sogar mit bloßen Augen zu sehen war. Da die Periode seines Lichtwechsels nur fünf Tage kürzer ist als ein Jahr, verschiebt sich der Zeitpunkt seiner Maxima von Jahr zu Jahr nur um knapp eine Woche.

Entdeckt hatte die Veränderlichkeit dieses Sterns der deutsche Amateurastronom Karl Ludwig Hencke (1793 – 1866) im Jahr 1860.

Eine Umgebungskarte von S CrB mit der Helligkeit von Vergleichssternen findet sich bei der AAVSO zum Download.

T Coronae Borealis ist eine wiederkehrende (rekurrente) Nova im Sternbild Nördliche Krone. Normalerweise liegt die scheinbare Helligkeit dieses Sterns um 10 mag. Doch in den Jahren 1866 und 1946 wurden Ausbrüche beobachtet, bei denen die Helligkeit bis auf 2,0 mag anstieg. Dies entspricht einer Helligkeitssteigerung um einen Faktor 1600.

Wiederkehrende Novae sind so genannte symbiotische Sterne. Darunter sind Doppelsternsysteme aus einem Roten Riesen und einem kompakten Begleiter zu verstehen, die sich auf so engen Bahnen umlaufen, dass sie über Gasaustausch in Wechselwirkung stehen. In gewisser Weise leben beide Sterne in Symbiose. Der Name symbiotische Sterne ist seit Anfang der 1950er Jahre in Gebrauch, als man in Spektren von manchen Sternen sowohl Emissions- als auch Absorptionslinien fand, was auf eine Überlagerung des Lichts von zwei eng benachbarten Sternen unterschiedlicher Temperatur hinwies.

Die Absorptionslinien stammen von einem kühlen Roten Riesen, die Emissionslinien hingegen von einem heißen Weißen Zwerg. Aufgrund seiner Ausdehnung bläst der Riesenstern Gas aus seiner äußeren Hülle in Form eines Sternwinds in die Umgebung. Der kompakte Weiße Zwerg sammelt einen Teil dieses Gases auf. Hat sich der Rote Riese sogar über seine Roche-Grenze hinaus aufgebläht, kann auch direkt Materie in Richtung des Weißen Zwergs strömen und sich dort in einer Akkretionsscheibe sammeln.

Ausbrüche in den Jahren 1866 und 1946

In T Coronae Borealis umkreisen sich der Rote Riese und der Weiße Zwerg mit einer Umlaufzeit von 228 Tagen in einem Abstand von etwa 0,5 Astronomischen Einheiten. dabei füllt der Rote Riese sein Roche-Volumen offenbar aus, so dass Materie direkt in Richtung des kompakten Begleiters strömt und um diesen eine Akkretionsscheibe bildet.

Erreicht der Massenzuwachs eine kritische Grenze, setzt schlagartig eine Fusionsreaktion in dem aufgesammelten Wasserstoff ein. Die Helligkeit des Objekts steigt dann auf das Tausendfache an. Auf der Erde erscheint er deswegen als Nova, als „neuer Stern“.  Nach den beiden Ausbrüchen, die am 12. Mai 1866 und am 9. Februar 1946 beobachtet wurden, sank die Helligkeit im Lauf von drei bis vier Wochen wieder auf den Normalwert um 10 mag ab. Die Fusionsreaktion ist also nicht so stark, dass sie den Weißen Zwerg zerreißen würde, sondern dieser kann danach erneut Wasserstoffgas aufsammeln. Dieser Prozess kann sich vermutlich mehrfach wiederholen.

Ist T CrB die nächste Nova am Nordhimmel?

Bisher sind zwei Ausbrüche von T CrB bekannt. Falls deren zeitlicher Abstand von 80 Jahren als Wiederholungsrate der Nova-Explosion angesehen werden kann, wäre rein rechnerisch im Jahre 2026 ein erneuter Ausbruch zu erwarten. Recht wahrscheinlich ist ein solcher Ausbruch innerhalb des nächsten Jahrzehnts. Damit ist T CrB ein Nova-Kandidat, den Veränderlichenbeobachter besonders aufmerksam verfolgen sollten.

Unterstützt wird die Vermutung, dass ein Ausbruch bald bevorsteht, durch einen leichten Helligkeitsanstieg von T CrB im Jahr 2016, wie er auch acht Jahre vor dem Ausbruch 1946 zu beobachten war. Zeitgleich mit dem Helligkeitsanstieg im Jahr 2016 waren Veränderungen im Spektrum der beiden Sterne zu erkennen. Es ist also nicht unwahrscheinlich, dass bereits 2024 oder gar 2023 erneut eine Nova im Sternbild Nördliche Krone aufleuchtet.