Call for Observation: ε Aur im Minimum

Wer sehen will, wie sich ein kleiner Stern für sechs Minuten verdunkelt, sitzt in diesen Tagen auf gepackten Koffern. Wer ein 200 Mal größeres Sternmonster bei seiner zweijährigen Verfinsterung zusehen will, braucht nicht nach China reisen. Epsilon Aurigae, der langperiodischste Bedeckungsveränderliche unseres Himmels, steht kurz vor seinem nächsten Minimum.

Bei einem bedeckungsveränderlichen Stern handelt es sich im allgemeinen Fall um ein Doppelsternsystem. Die Ebene der Umlaufbahn liegt dabei so, dass sich die beiden Sterne in periodischen Anständen gegenseitig bedecken. Dadurch erreicht uns das Licht des Sterns, der sich auf der Sichtlinie gerade hinter seinem Partner befindet nicht, die Folge sind "Dellen" in der Lichtkurve, also Minima im Helligkeitsverlauf des Gesamtsystems (Bild: Wikipedia).

Auch Epsilon Aurigae (ε Aur) im Sternbild Fuhrmann ist ein bedeckungsveränderliches System, allerdings ein außergewöhnliches. Auffällig bei ε Aur ist zunächst einmal die lange Periode seiner Helligkeitsvariation: Siebenundzwanzig lange Jahre dauert es zwischen zwei aufeinander folgenden Bedeckungen, dabei beobachtet man nur eines statt der sonst üblichen zwei Minima während eines Umlaufs. Im August 2009 ist es wieder soweit: Mehr als 200 Tage lang nimmt die Helligkeit von ε Aur langsam ab und für etwa 360 Tage erscheint  der Stern nur halb so hell wie normal. Nach diesem Minimum dauert es wiederum mehrere Monate, bis er wieder in voller Pacht zu sehen ist. Insgesamt dauert die Verfinsterung rund 790 Tage – mehr als zwei volle Jahre. Diese Helligkeitsschwankungen werden schon seit mehreren Jahrhunderten beobachtet, zuletzt in den Jahren 1982 bis 1984.

Bei solch langen Zeitskalen ist klar, dass das für die Verfinsterung verantwortliche Objekt kein normaler Stern sein kann, sondern von großer Ausdehnung ist. Aber worum handelt es sich? Diese Frage ist, wie so viele in der Astronomie, bislang ungeklärt. Das Modell, auf das ich mich im Folgenden beziehe, stammt von der Arbeit von Sean Carroll et al. aus dem Jahr 1991 und berücksichtigt die Messergebnisse der letzten Bedeckung, die mit den damals besten Instrumenten und erstmals auch mit Satelliten erhalten wurden. Es ist nicht das einzige, gilt aber als eine Art Standardmodell. [Edit: Inzwischen scheint dieses Modell überholt zu sein. Mehr dazu hier.]

Erstmalig entdeckt wurde die Veränderlichkeit des Epsilon-Aurigae-Systems bereits im Jahr 1821, und seither wurde sie immer wieder beobachtet. Der Astronom Hans Ludendorff (der jüngere Bruder von Erich Ludendorff, dessen Interesse leider eher irdischen Dingen galt) schloss 1904 aus den Beobachtungen der Vergangenheit und seinen eigenen, dass ε Aur ein System vom so genannten Algol-Typ ist. Heute nimmt man an, dass es sich bei dem Hauptstern des Systems um einen Überriesen des Spektraltyps F handelt (genauer F0Ia), der etwa 15 Sonnenmassen bei einem Radius von ungefähr 200 Sonnenradien umfasst. Wie viele weitere Sterne dieses Typs zeigt auch dieser Riesenstern geringe Helligkeitsschwankungen mit einer Amplitude von etwa 0,1mag und einer mittleren Periode von 100 Tagen, die auf Pulsationen zurückgeführt werden. Diese sind aber nur mit aufwändigeren Mittel zu erkennen.

Epsilun Aurigae-System nach Carroll et al. 1991

Das ε Aur-System nach Carroll et al. 1991. Zentraler Überriese und Doppelsternsystem sind fast 30 AE von einander getrennt, so dass es keinen Materiastrom zwischen ihnen gibt, es handelt sich also um ein System vom Algoltyp. Das enge Doppelsternsystem wird jedoch von einer ausgedehnten Gaswolke umgeben. Die Massen von Überriesenstern und Begleitsystem sind in etwa gleich groß. Zum Vergleich unten rechts: unser Sonnensystem.

Unübersehbar mit bloßem Auge ist dagegen der Helligkeitsabfall, der bei der Bedeckung durch den Begleiter des Riesensterns eintritt. Diesem ungewöhnlichen Begleiter gilt auch das Hauptinteresse der Astronomen. Man vermutet, dass er im Wesentlichen aus einer rund 2000 Sonnenradien großen Gasscheibe besteht, die den Stern nur partiell bedeckt. Aus diesem Grund verdunkelt sich der Riesenstern nicht völlig und bleibt auch bei maximaler Bedeckung noch gut mit freiem Auge sichtbar. Insgesamt umfasst die Scheibe eine Masse von etwa 14 Sonnenmassen (ist also fast so schwer wie der Riesenstern) und umkreist ε Aur in einem Abstand von etwa 30 Astronomischen Einheiten. Diese Scheibe kann nicht sehr heiss sein, denn lange Zeit blieb der Begleiter den Astronomen völlig unsichtbar – auch während des Minimums ist das Spektrum von ε Aur nahezu unverändert. Auch vermisst man, wie bereits erwähnt, ein zweitens Minimum während einer Umlaufperiode, was darauf hindeutet, dass der Begleiter nur eine geringe Leuchtkraft im Vergleich zu dem Riesenstern besitzt. Erst während des letzten Minimums gelang es, die mutmaßliche Gasscheibe selbst nachzuweisen. Der Satellit IRAS und bodengebundene Teleskope maßen während des letzten Minimums tatsächlich eine Infrarotstrahlung, die mit einer Temperatur von 480 Kelvin im Vergleich mit dem über 7600 Kelvin heißen F-Überriesen ausgesprochen kühl ist. 

Noch wesentlich mehr konnten die Astronomen während des letzten Minimums über die Gasscheibe lernen. Im Gegensatz zu noch älteren Beobachtungen zeigte sich der Helligkeitsverlauf während der "totalen" Phase 1982/84 nicht völlig flach, sondern zeigte zur Mitte der Totalität einen leichten Anstieg der Helligkeit. Offenbar befindet sich im Zentrum der Gasscheibe eine Art "Loch", durch die mehr Sternenlicht des Überriesen zu uns gelangt. Man vermutet hier ein enges Doppelsternsystem, dass mit insgesamt rund 12 Sonnenmassen den Hauptteil der Masse des Begleitsystems stellt. Dass es kein einzelner, 12 Sonnenmassen schwerer Stern sein kann, schließen die Astronomen aus der Tatsache, dass ein solcher Riese sehr heiß wäre und die Scheibe auf eine Temperatur aufheizen müsste, die dem gemessenen Wert widerspräche. Zwei Sterne der halben Masse aber hätten nur 10% der Leuchtkraft eines doppelt so schweren Einzelsterns. Zudem ließe sich so die große Lücke in der Gasscheibe erklären.

Helligkeitskurve von ε Aur während der letzten Minimumsphase 1982-1984. Deutlich erkennbar die Aufhellung zur Mitte des Minimums. Hier fehlen Daten, weil dieser Zeitraum mit dem Juni 1983 zusammenfällt (JD 2445500). Während des Sommers ist die betreffende Himmelsregion nur sehr schwierig zu beobachten. (aus: Parthasarathy et al. 1986)

Interessant ist auch, dass während der letzten Minima eine Zunahme der Dauer der konstanten Phase der Verfinsterung beobachtet wurde, wobei die Gesamtdauer der Finsternis abzunehmen scheint. Eine Erklärung hierfür wäre ein Schrumpfen des Überriesen von rund 8% pro Umlauf – sehr viel in kurzer Zeit. Es dürfte also klar sein, dass die Astronomen schon seit einiger Zeit mit den Hufen scharren: Viele der Rätsel um ε Aur könnten mit der neuen, sich seit den frühen 1980ern rasant weiterentwickelten Technik gelöst werden. Und zudem bietet sich hier wieder einmal die Möglichkeit für Amateurastronomen, die Profis bei einem Forschungsprojekt zu unterstützen.

Was kann man als Amateurastronom tun, um zur Erforschung des Epsilon-Aurigae-Systems beizutragen? Ganz einfach: ε Aur am Himmel aufsuchen und schauen, wie hell er ist. Klingt simpel und ist es auch.

Denn es geht eben darum, den Helligkeitsverlauf des anstehenden Minimums so genau wie möglich zu verfolgen, und das über einen langen Zeitraum bis weit ins Jahr 2012 hinein. Ausdauer und Kontinuität sind also gefragt. Die technischen Voraussetzungen könnten dagegen geringer kaum sein: Mit seiner Normalhelligkeit von 3,0mag ist ε Aur bereits mit dem bloßen Auge ohne Schwierigkeiten sichtbar. Auch das Auffinden gestaltet sich einfach: Man suche zunächst Capella, den Leitstern im Sternbild Fuhrmann (Auriga). Etwa vier Grad südwestlich liegt Epsilon, er bildet die Spitze eines leicht zu erkennenden Sterndreiecks. Der Fuhrmann ist ein Wintersternbild, gegenwärtig (Mitte Juli) steht er früh morgens am Nordosthorizont. Auch wenn das zur Zeit früh aufstehen bedeutet – gerade jetzt sind Beobachtungen wichtig, denn wann genau die Verdunklung beginnen wird ist längst nicht sicher.

Der Anblick des Morgenhimmels Mitte Juli, gegen 04:00 MESZ, Blickrichtung Nord-Ost. Der Fuhrmann steht noch knapp über dem Horizont. Achtung: Die Planeten Venus und Mars verändern ihre Position von Tag zu Tag! (Grafik erstellt mit Stellarium 0.10.1)

Die Helligkeit von ε Aur bestimmt man durch Vergleich mit anderen Sternen bekannter Helligkeit. Dazu bieten sich die beiden anderen "Dreieckssterne" an: Eta (η) und Zeta (ζ) Aurigae. η Aur ist ziemlich genau so hell wie Epsilon im "Normalzustand" (etwa 0,1mag heller), und Zeta hat in etwa die Helligkeit, die Epsilon im Minimum erreichen dürfte (3,8mag). Zwar ist Zeta selbst ein veränderlicher Stern mit einer Periodendauer von einigen Monaten, doch seine Helligkeitsamplitude ist mit 0,1mag gering und entspricht in etwa der Pulsationsamplitude des Überriesen im Epsilon-Aurigae-System. Mit regelmäßigen, vielleicht wöchentlichen Beobachtungen kann man so sehr leicht seine eigene Helligkeitskurve erstellen. Die Qualität von visuellen Schätzungen ist nicht zu unterschätzen, sie oft besser als einfache fotografische Methoden.

Natürlich kann man als versierter Amateurastronom auch elaboriertere Techniken anwenden. Für CCD-Beobachter ist ε Aur aber ein eher schwieriges Objekt. Der Stern ist sehr hell, außerdem fehlen in seiner unmittelbaren Umgebung am Himmel geeignete Vergleichssterne, die in das begrenzte CCD-Feld passen. Ein großes Teleskop ist zur fotografischen Dokumentation daher nicht unbedingt hilfreich – und auch nicht erforderlich. Schon eine einfache (kompakte) Digitalkamera und freie Software aus dem Internet reicht aus, um verwertbare Ergebnisse mit einer Genauigkeit zu erzielen, die über die Möglichkeiten der rein visuellen Beobachtung hinausgeht. Die Kamera wird einfach auf ein Stativ gesetzt, und den Sternen nicht nachgeführt. Dann nimmt man von der betreffenden Himmelsregion eine Serie kurz belichteter Fotografien auf, wobei ε Aur gerade eben auf einem Einzelbild sichtbar sein sollte. Es macht keinen Sinn, lange Belichtungen zu wählen: Will man nämlich eine Helligkeitsbestimmung durchführen, ist insbesondere darauf zu achten, dass die Sterne nicht "ausbrennen", ihre Helligkeit also nicht sättigt. Dann nämlich kann man die Bilder nicht mehr sinnvoll auswerten.

Statt einer einzelnen, lang belichteten Aufnahme macht man also besser viele (10 bis 100) kurz belichtete Bilder und kombiniert ("stackt") diese zu einem Summenbild. Die genauen Belichtungszeiten hängen von der verwendeten Kamera und vor allem vom Objektiv und seiner Blende ab. Die Auswertung erfolgt dann später am PC, sie ist sicher etwas aufwändiger, dafür gibt es aber gute Anleitungen. Die fotografische Methode macht deutlich mehr Arbeit als die visuelle Schätzung und erfordert etwas Erfahrung bei der Verarbeitung astronomischer Bilder. Diese besitzen aber viele Amateurastronomen ohnehin – warum also in den nächsten Monaten nicht ab und an mal eine Helligkeitsmessung von ε Aur machen?  

Denn egal ob visuell oder fotografisch – die Daten werden gebraucht. Die US-amerikanische Vereinigung der Veränderlichenbeobachter AAVSO hat zu dem besonderen Anlass (der ausgerechnet ins Astronomiejahr fällt) zu einer weltweiten Beobachtungskampagne aufgerufen. Auf ihren Internetseiten hat sie eine Menge an Material zusammengestellt, unter anderem ein Tutorial, mit dem man schnell zum versierten Veränderlichenbeobachter wird. Hier können die Beobachtungsergebnisse an die AAVSO übermittelt werden. Ansprechpartner für Veränderlichenbeobachter in Deutschland ist die "Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e.V." (BAV). Für Informationen zur Veränderlichenbeobachtung mit Digitakameras und die Auswertung kann ich die Seite von Béla Hassforther empfehlen.

Clear Skies!

Mit dem Astronomievirus infiziert wurde ich Mitte der achtziger Jahre, als ich als 8-Jähriger die Illustrationen der Planeten auf den ersten Seiten eines Weltatlas stundenlang betrachtete. Spätestens 1986, als ich den Kometen Halley im Teleskop der Sternwarte Aachen sah (nicht mehr als ein diffuses Fleckchen, aber immerhin) war es um mich geschehen. Es folgte der klassische Weg eines Amateurastronomen: immer größere Teleskope, Experimente in der Astrofotografie (zuerst analog, dann digital) und später Reisen in alle Welt zu Sonnenfinsternissen, Meteorschauern oder Kometen. Visuelle Beobachtung, Fotografie, Videoastronomie oder Teleskopselbstbau – das sind Themen die mich beschäftigten und weiter beschäftigen. Aber auch die Vermittlung von astronomischen Inhalten macht mir großen Spaß. Nach meinem Abitur nahm ich ein Physikstudium auf, das ich mit einer Diplomarbeit über ein Weltraumexperiment zur Messung der kosmischen Strahlung abschloss. Trotz aller Theorie und Technik ist es nach wie vor das Erlebnis einer perfekten Nacht unter dem Sternenhimmel, das für mich die Faszination an der Astronomie ausmacht. Die Abgeschiedenheit in der Natur, die Geräusche und Gerüche, die Kälte, die durch Nichts vergleichbare Schönheit des Kosmos, dessen Teil wir sind – eigentlich braucht man für das alles kein Teleskop und keine Kamera. Eines meiner ersten Bücher war „Die Sterne“ von Heinz Haber. Das erste Kapitel hieß „Lichter am Himmel“ – daher angelehnt ist der Name meines Blogs. Hier möchte ich erzählen, was mich astronomisch umtreibt, eigene Projekte und Reisen vorstellen, über Themen schreiben, die ich wichtig finde. Die „Himmelslichter“ sind aber nicht immer extraterrestrischen Ursprungs, auch in unserer Erdatmosphäre entstehen interessante Phänomene. Mein Blog beschäftigt sich auch mit ihnen – eben mit „allem, was am Himmel passiert“. jan [punkt] hattenbach [ät] gmx [Punkt] de Alle eigenen Texte und Bilder, die in diesem Blog veröffentlicht werden, unterliegen der CreativeCommons-Lizenz CC BY-NC-SA 4.0.

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