Beteigeuze – ein Review

im Dezember 2019 türmten sich die Spekulationen um den berühmten roten Riesenstern im Sternbild Orion: Er verdunkelte sich mehr als gewöhnlich und weil nun quasi jeder weiß, dass rote Riesen auch Kandidaten für Supernova-Explosionen sind, ereiferten sich Journalisten überall für den Blick an den Himmel zu werben: Nicht nur, weil man mit dem bloßen Auge sehen konnte, dass der Stern schwächelte, sondern auch weil, weil die Ursache unklar war und man dann natürlich prima die Diskussion aufrollen kann, wann die Supernova stattfinden wird. 

Ich möchte hier 

  1. kurz klarstellen, dass es normal ist, dass Beteigeuzes Helligkeit sich verändert, 
  2. aufzeigen, warum das Verhalten diesen Winter dennoch ungewöhnlich war,
  3. dies aber ganz sicher nichts mit einer bevorstehenden Supernova zu tun hat
  4. und dass Beteigeuze dennoch von vorne bis hinten ein unglaublich spannender Stern ist!
Bilder von H. Raab  (Österreich) zeigen das Sternbild Orion
am 22.02.2012 (links) und am 21.02. 2020 (rechts).
Dieser Beitrag handelt von einer Viertel Femto-Himmelsfläche, namentlich dem Stern Beteigeuze (Winkeldurchmesser ca 50″).

Zuerst zur Supernova – also Punkt 3 meiner Liste

Es ist bekannt, dass massereiche Sterne wie Beteigeuze (20 Sonnenmassen) nach einer Phase als Roter Riese irgendwann als Supernova explodieren. Übrig bleibt dann ein Neutronenstern. 

Am Wintersternhimmel erklären wir Astronomen unter dem (natürlichen oder künstlichen) Sternzelt gerne Sternentwicklung, weil man in den Sternbildern Orion und Stier zusammen alle Phasen der Sternentwicklung sieht: Da ist eine Brutstätte für neue Sterne = der Orionnebel im Schwertgehänge des Helden, sehr junge Sterne in einem engen Cluster mit noch viel Reflexionsnebel dazwischen, sozusagen Teenager = Plejaden, Sterne im Erwachsenenalter in allen Größen und Farben (die Gürtelsterne vom Orion sind blaue Riesensterne, der Fuß ein blauer Überriese, nebenan stehen Prokyon als sonnenähnlicher mittlerer & gelber Stern und Sirius als weißer Stern), im Auge des Stiers und der Schulter des Orion haben wir greise rote Riesen (Aldebaran und Beteigeuze) und neben dem Stier-Horn erkennt man schon im kleinen Teleskop den Supernova-Überrest, den wir Krebsnebel nennen. 

Wintersechseck mit hervorgehobenen Sternbildern Orion und Stier:
simuliert mit Stellarium 0.20.1

Beteigeuze ist nach Ansicht der aktuellen Forschung tatsächlich ein recht guter Kandidatenstern für eine “baldige” Supernova. Häufig liest man daher die Schlagzeile “Gestern ist Beteigeuze explodiert” – vorzugsweise am 1. April. Das Problem ist, dass die Zeitskalen, die die Astronomie mit “bald” meint, viel größer sind als für Menschen typischerweise. 

Ehrlich gesagt, weiß derzeit niemand genau, wann Beteigeuze wirklich explodieren wird. Wir haben zwar inzwischen recht gut verstanden, wie die Sternentwicklung funktioniert und auch die Prozess in einem Stern, die zur Supernova führen, sind einigermaßen klar und recht gut simulierbar. Allerdings konnten wir bisher noch immer nicht in den Stern “hineinschauen”, d.h. man weiß nicht, in welcher der Brennphasen sich Beteigeuze gerade befindet. Klar ist folgendes: 

  1. Sternentwicklung ist im Grunde ein andauerndes Armdrücken zweier Kräfte: Die Gravitation will eine Gaswolke zum kollabieren bringen, aber solange die Gaswolke im Inneren Energie erzeugt, hält der Strahlungsdruck von innen dagegen und stoppt (zeitweilig) den Kollaps.
  2. Das Riesenstadium, in dem sich Beteigeuze gerade befindet, besteht aus den Phasen von
    1. Heliumbrennen im Kern, das einige Jahrzehntausende bis gar 100.000 Jahre andauert 
    2. Phasen von C/N/O Brennen, die ca 1000 Jahre dauert 
    3. und noch weiteren Brennphasen mit Dauern von einigen Stunden oder weniger.
  3. Danach wird im Kern keine weitere Energie mehr erzeugt, d.h. der Strahlungsdruck aus dem Innern nach Außen kann dem Gravitationsdruck nichts mehr entgegenhalten. Die Gravitation “gewinnt” und der Stern kollabiert: Das Zentrum ballt sich mit ungekannter Dichte zusammen, so dicht, dass die Elektronen in die Atomkerne gepresst werden und nur noch Neutronensuppe übrig bleibt, die sich wie ein Festkörper verhält. 
  4. Dabei werden Neutrinos in großer Zahl frei, heizen die weiterhin auf den Sternkern einprasselnden äußeren Sternschichten weiter auf, die sich dann in schwappenden Bewegungen um den Kern herum bewegen, während weiterhin von außen Materie hinzurieselt. 
  5. Die Energie in der frei fallenden Hüllenmaterie weiß nicht mehr wohin mit sich selbst und aus der Implosion wird eine Explosion. (Entstehung der Asymmetrien wird hier erklärt)
Erklärung der Kernkollaps-Supernova mit Simulationen
von H.-Th. Janka vom MPI für Astrophysik in Garching.

Wir lernen:

  1. Die Supernova kündigt sich durch einen gewaltigen Neutrino-Schauer an – und zwar nur dadurch!
    Und das auch nur wenige Stunden vorher. wochenlange/ monatelange Verdunklung des Sterns steht nicht auf der Plan. 
  2. Ab C/N/O-Brennen sind es immer noch 1000 Jahre bis zur Supernova und bedenken wir: vor 1000 Jahren war Mittelalter, d.h. da passiert ganz schön viel für Menschen!
  3. PROBLEM: Wir wissen nicht genau, in welcher Brennphase Beteigeuze gerade ist. Vermutlich – darauf deutet vieles hin – aber noch in der Heliumbrennphase, so dass es auch locker noch fünfzig- oder hunderttausend Jahre sein könnten bis zur SN.

Schlussfolgerung: Wir haben noch ca. 100.000 Jahre Zeit, ein Teleskop zur Erforschung der Beteigeuze-SN zu entwickeln! Im Augenblick würden wir unsere Großteleskope nämlich mit sowas kaputt machen; sie sind viel zu sensitiv für Beobachtungen einer derart hellen Erscheinung. Beteigeuze wird mindestens so hell wie der Halbmond werden, wenn nicht gar Vollmondhelligkeit erreichen. 

Normales Verhalten von Beteigeuze (Punkt 1)

Rote Überriesen und Riesensterne sind ja quasi aufgeblähte Sterne. Ihre äußersten Hüllenschichten sind derart weit entfernt vom Zentrum, dass die Dichte dort extrem gering ist, etwa wie unsere Atmosphäre in 100 km Höhe überm Boden (10x höher als Flugzeuge fliegen): Man könnte durch die äußeren Schichten eines solchen Sterns quasi mit dem Raumschiff durchfliegen und würde kaum einen Widerstand spüren, sondern nur merken, dass es heiß wird (gezeigt im Film Passenger anhand des Riesensterns Arkturos); es sind ca 3000-4000 °C. 

Die äußeren Sternhüllen sind extrem weit vom Zentrum entfernt und versuchen daher immer mal wieder zum Zentrum zu fallen, werden dann aber durch den Strahlungsdruck wieder zurück getrieben: der Stern pulsiert gemächlich. Das hat zwei Konsequenzen: 

  1. der Sternradius bleibt nicht konstant, sondern schwankt – im Fall von Beteigeuze zwischen 950 und 1350 Sonnenradien 
  2. der Stern ändert seine Leuchtkraft und damit seine Helligkeit am Himmel. 

Bei Beteigeuze dauert dieser Pulsationszyklus etwa 400 bis 430 Tage, also mehr als ein Jahr. Er ist nicht ganz regelmäßig. Die Lichtkurve zeigt aber noch einen zweiten Zyklus: von ~2100 Tagen (5 bis 6 Jahre), ebenfalls nicht ganz regelmäßig und von ungeklärter Ursache. Alle paar Jahre ist also das Minimum etwas tiefer als gewöhnlich. 

Die Lichtkurve von 1980 bis 2018 zeigt einen “kleinen” Zyklus mit geringer Amplitude und hoher Frequenz (~420 Tage) und eine weitere Periode von mehreren Jahren, wo die Helligkeit des Sterns etwas tiefer runter geht.

Insgesamt macht die gewöhnliche Helligkeitsschwankung von Beteigeuze  ca 0,5 mag aus und der kurze Zyklus von ca 420 Tagen fällt alle paar Jahre auch mit dem langen Zyklus von ca 6 Jahren zusammen (wenn man die genauen Periodendauern anschaut, eigentlich jedesmal, aber beide Perioden sind ja nicht perfekt regelmäßig, so dass es eben nicht ganz jedesmal klappt). 

Dass dieses Verhalten und die zwei Zyklen von einem und mehreren Jahren Länge sehr typisch sind für Rote Überriesen zeigt die vergleichende Studie von Stothers, ApJ, 2010 am Beispiel der beiden hellsten Überriesen unseres Nachthimmels, Antares (Sco) und Beteigeuze (Ori). 

Ungewöhnlich war letzten Winter folgendes zu beobachten (Punkt 2):

Die Lichtkurve ging um das Doppelte runter.
Man beachte außerdem, dass die Helligkeit Ende der Saison 2018/19, also vor der Verdunklung, leicht nach oben ging!

Anfang Dezember 2019 ging die Lichtkurve weiter runter als jemals seit Beginn der systematischen Messungen in den 1920ern. Derzeit lebende Beobachter hatten sowas noch nicht gesehen: Beteigeuze wurde so schwach, dass sie nicht mehr “etwa so hell wie der Fußstern von Orion”, sondern “etwa so hell wie  die andere Schulter” war. Das war freiäugig leicht erkennbar. 

Die Fragen sind:

  1. Hat es sowas früher schon mal gegeben? 
  2. Was ist die Ursache? 

Beide Fragen können nicht einfach beantwortet werden. Die historische Frage nicht, weil uns Daten fehlen und an der modernen arbeiten wir noch. 

Historische Frage: ein Beispiel für Applied Historical Astronomy

Schaut man sich alle Daten an, die in unseren Datenbanken bisher vorhanden sind, könnte man von Schätzungen der visuellen Beobachtungsdaten (schwarze Punkte im Diagramm) auf die Idee kommen, dass 1984/5 vllt schonmal die Helligkeit sehr einknickte (nicht ganz so stark wie jetzt, aber deutlich tiefer als gewöhnlich) und dass … 

Die Lichtkurve der AAVSO im visuellen: schwarz visuelle Schätzungen, grün elektrische Photometrie-Messwerte. Bei so hellen Sternen haben wir natürlich ein bisschen das Problem, dass man schwer Vergleichssterne findet – also Teleskope sind hier sogar eher etwas kontra-produktiv, weil Messungen mit Relativ-Photometrie keinen Vergleichsstern mit ähnlicher Helligkeit im Gesichtsfeld wünschen.

… es folglich einen weiteren (dritten) Zyklus von ca 35/36/37-Jahren geben könnte. Schauen wir diese Anzahl von Jahren weiter in der Geschichte zurück, also in die Nachkriegszeit, sehen wir dass 1945-47 schonmal die Helligkeit des Sterns kleiner war, aber eben auch weniger Daten da waren – und vor allem gab es damals ausschließlich visuelle Schätzungen (schwarze Punkte) und keine elektrischen Messungen (grüne Punkte). Noch weitere ca. 35 Jahre zurück, in den 1910er Jahren, gab es sogar überhaupt keine Messungen in der Datenbank: Systematische Messungen setzten erst Mitte der 1920er Jahren ein. 

Wir brauchen also auch nach “rückwärts” mehr Daten. 

Dass der australische Astronomie-Forscher D. Hamacher vor wenigen Jahren schrieb, dass die Australian Aboriginals die Periode von Beteigeuze bereits vor der Publikation von John Herschel 1840 kannten, hilft dabei nicht, denn das ist ja nur aus Mythen und Kulten überliefert. Wir haben also keine Datensätze, die wir auswerten könnten.

Nun könnte man auf die Idee kommen, historische Sternkataloge anzuschauen, denn seit dem Almagest aus dem Jahre 135 n.Chr. sind Magnitudenschätzungen überliefert. Das Problem ist, dass diese Angaben natürlich immer Momentaufnahmen sind und außerdem – weil der Gedanke, dass Sternhelligkeiten veränderlich sein könnten, noch nicht existierte – einer großen statistischen Streuung unterliegen:

Dieser Ausschnitt aus der Fachpublikation von Lequeux, in Astronomy and Astrophysics 2014 zeigt in den Diagrammen links die historischen Magnitudenangaben von Sternkatalogen aus dem 18. Jahrhundert (teleskopische Zeit!!! aber eben vor Erfindung der elektrischen Photometrie). Aufgetragen ist die moderne V-Magnitude auf der x-Achse und die historische Magnitude des jeweiligen Autors (Flamsteed, LaCaille, Mayer, Bradley, Lalande, Piazzi) auf der y-Achse. Wir sehen die breite Streuung der Daten.

Gibt also ein historischer Autor des 18. Jh. an, dass ein Stern 3 mag hell sei, kann das bedeuten, dass der Stern in Wirklichkeit irgendwas zwischen 1.5 und 4.5 mag hat. Wir können also unsere Umrechnungsformel historischer Magnituden in moderne Magnituden noch so genau machen – die Messunsicherheiten der damaligen Beobachter lassen nicht zu, dass man auf eine halbe oder ganze Magnitude genau (d.i. die Schwankungsbreite von Beteigeuze) sagen kann, wie hell dieser Stern damals war.

Ähnliches gilt – logischerweise – auch für die vorteleskopischen Sternkataloge von Ptolemaios (Almagest), as-Sufi und Tycho Brahe: Diese Diagramme hat Philipp Protte in seiner Masterarbeit (bisher nur graue Literatur) erstellt.

Alle typischen Schwankungen der Helligkeiten der frei-äugig sichtbaren Sterne liegen aber (bis auf Ausnahme von Mira) in dem Bereich von bis zu 1 mag und sind daher wohl überwiegend nicht durch historische Katalogdaten feststellbar. 

Behauptungen wie “Joh. Bayer hat in seiner Uranometrie von 1603 aber Beteigeuze ‘alpha’ genannt und Rigel ‘beta’, also muss damals Beteigeuze heller gewesen sein als heute” sind ein typischer populärwissenschaftlicher Fehlschluss! Richtig ist, dass Bayers Nomenklatur so gemeint ist, dass ‘alpha’ den hellsten Stern eines Sternbilds bezeichnet und ‘beta’ den zweithellsten. Rigel ist im V-Band (0.08 bis 0.2) mag hell und Beteigeuze (0.4 bis 1) mag, d.h. beide sind vergleichbar hell. Unser Gehirn schätzt zwar oft rote Sterne dunkler, was den Vergleich von Rigel und Beteigeuze freiäugig erschwert. Man kann diesen Unterschied von ca einer halben Magnitude freiäugig fast nicht oder nicht so einfach (sicher) erkennen. Bayer1603 – oder seine Quelle – kann auch einfach gedacht haben “ok, gleich hell; ich fang mal in Lesrichtung oben links zu zählen an”. 

Also:
Die Aboriginals liefern keine Daten, die Daten liefernden historischen Kataloge nur Momentaufnahmen und die Entdeckung, dass Beteigeuze überhaupt variabel ist, wird John Herschel 1836 (publiziert 1840) zugeschrieben. Das frei-äugige Vergleichen so heller Sterne mit anderen ist aufgrund der Farbe noch dazu erschwert, so dass vermutlich historische Beobachtungen hiervon rar waren und – falls es je welche gegeben hat – der Zahn der Zeit an ihnen so viel geknabbert hat, dass sie nicht mehr da sind. Hier hat man also keinen zuverlässigen Datensatz. 🙁

Fazit: Sehr schade, aber hier werden wir vorläufig nicht schlauer. 

Betrachten wir die modernen Daten: 
Was könnte die Ursache für die Verdunklung im Winter gewesen sein? 

Hier gibt es mehrere Möglichkeiten und Hypothesen: 

  1. etwas schob sich vor Beteigeuze 
  2. Beteigeuze selbst wurde dunkler, also kühler (aufgrund des Strahlungstransports im Stern)

Da Beteigeuze ein Riesenstern ist, kann man seit wenigen Jahrzehnten den Stern direkt fotografieren und Strukturen auf der Oberfläche erkennen. Daher wissen wir, dass

  • es auf Beteigeuze unterschiedlich helle Bereiche gibt (“Stern-Flecken”, ähnlich wie Sonnenflecken),
  • der Stern nicht perfekt kugelrund ist wie die Sonne, sondern Verformungen aufweist, die als Gezeitenwellen (Flutberge der Erde) auf einen Begleiter hindeuten könnten 
  • der Stern kontinuierlich Staub und Gas ausstößt, das ihn umgibt auf einer Fläche am Himmel, die etwa 250 Beteigeuze-Radien um den Stern herum. 
Foto: Xavier Haubois, Observatoire de Paris, H-Band-Aufnahme (Infrarot) von 2009. Das Bild zeigt zwei helle Sternflecken in der Mitte: Hier ist die Oberfläche von Beteigeuze heißer als im Mittel (sonstige Oberfläche). APOD 6. Januar 2010
Der Riesenstern Beteigeuze ist so groß wie der Bahndurchmesser von Jupiter: Im SoSy hätte dieser Stern also Merkur, Venus, Erde und Mars “verschluckt”. Was man an diesem Bild sieht, ist, dass es links einen kleinen “Bauch” gibt, was darauf hindeuten könnte, dass der Überriese einen weiteren Begleiter hat. Bild von ALMA E. O’Gorman/P. Kervella, 2017

Dass Beteigeuze vermutlich wirklich jemanden verschluckt hat (einen ehemaligen Begleitstern) und also das Ergebnis eines Verschmelzungsprozesses ist, haben amerikanische Forscher kürzlich nachgewiesen (Chatzopoulos, ApJ 2020, Joyce, 2020).

Bild von 2011 (ESO, VLT VISIR & NACO) zeigt den ausgedehnten Nebel um Beteigeuze. Zwei kombinierte IR-Aufnahmen zeigen den Nebel, während der Stern selbst abgeblendet ist und den Stern selbst im Zentrum als klitzekleiner roter Ring. (original PM)
Eine neue Aufnahme von Kervella /Montargès 2020 (ESO) ist im wesentlichen anders eingefärbt, denn beides ist IR, also für die Augen unsichtbar, aber zeigt die aktuellen Staubschwaden. Interessant ist auch diese Studie zur Umgebung des Sterns von Montarges 2016.

Hypothesen sind nun denkbarerweise, dass entweder ein Teil der vorhandenen Gaswolke sich vor den Stern geschoben hat oder dass Beteigeuze etwas in unsere Richtung ausgestoßen hat. In der Presse wurde damals – Feb/Mrz, also kurz vorm Lockdown – paraphrasiert, dass der Greisenstern uns angeniest hätte. 

Das wird allerdings durch eine rezente Studie (publiziert im Juni 2020) relativ gut widerlegt, denn wenn es frisch ausgestoßener Staub wäre, der sich zwischen uns und dem Stern befindet, dann wäre dieser noch heiß und im Infrarot-/ Submillimeter-Spektrum als Emission sichtbar. Ein Forscherteam (Dharmawadena, 2020) hat sich das sehr genau angeschaut und keine solche erwarteten Emissionslinien gefunden. Sie glauben daher, dass es wohl doch der Stern selbst war, der sich verdunkelte – also dass das berühmte ESO-Bild vom Anfang dieses Jahres (s.u.) eine Oberflächenveränderung des Sterns zeigt. Die Temperatur an der Oberfläche des Überriesen müsste daher auf fast 50% der uns zugewandten Oberfläche von den üblichen 3650 auf “nur” 3450 K runtergegangen sein. Auch das wäre bittschön noch zu erklären. 

This comparison image shows the star Betelgeuse before and after its unprecedented dimming. The observations, taken with the SPHERE instrument on ESO’s Very Large Telescope in January and December 2019, show how much the star has faded and how its apparent shape has changed.

Das neue Photo von Beteigeuze, das die ESO Anfang 2020 veröffentlichte, zeigt jedenfalls, dass der untere Teil von Beteigeuze dunkler war als der obere und dass dieses “Etwas” nicht wie ein Begleiter aussieht, denn der wäre ja nicht durchsichtig. 

Wir wissen also schon ein bisschen, was wir auf diesem Bild sehen: z.B. den Roten Überriesen Beteigeuze, einen hellen Sternfleck oben links, eine wechselnde Verformung im Verlauf eines Jahres. Da Beteigeuze etwa so groß ist wie ein Jupiter-Orbit und Jupiter eine Umlaufzeit von etwa 12 Jahren um die Sonne hat, erwarten wir nach dem dritten Keplerschen Gesetz, dass ein enger Begleiter von Beteigeuze eine Umlaufzeit von mindestens drei Jahren (gerne mehr) haben sollte. Die Veränderung der Form des Sterns passiert aber auf der Zeitskala von Monaten. 

Die Rotationsdauer des Sterns, also wie lange er braucht, um sich einmal um sich selbst zu drehen, ist tatsächlich sowas wie 35 Jahre (Kervella et al. 2018 haben P/ sini = 36 ± 8 Jahre gemessen), also etwa der oben in der Lichtkurve markierte extrem lange Zyklus. Der Stern machte vor einigen Jahren Schlagzeilen, (englisch), weil amerikanische Forscher fanden, dass er sich zu schnell drehe – aber das scheint mit den neuen Merger-Modellen (s.o.) jetzt erklärbar zu sein. Angenommen, wir würden hier wirklich eine Oberflächenstruktur sehen, bleibt aber die Frage, warum dieser “Cool Spot” so langlebig ist. 

Wir wissen also schon, was das Dunkle unten im obigen Bild NICHT ist (frisch ausgestoßener Staub, Begleiter). Die bleibende Frage ist: Was ist das Dunkle unten im obigen Bild?

Es gilt weiterhin der Satz des leider bereits verstorbenen, aber sehr beliebten Tübinger Astrophysikers Hanns Ruder “versteh’n tun wa nix, aber wir sehen’s wenigstens“.

Es bleibt spannend in der Forschung! 🙂 

Susanne M. Hoffmann

Veröffentlicht von

"physics was my first love and it will be my last physics of the future and physics of the past" Die Autorin ist seit 1998 als Astronomin tätig (Universitäten, Planetarien, öffentliche Sternwarten, u.a.). Ihr fachlicher Hintergrund besteht in Physik, Wissenschaftsgeschichte und Fachdidaktik (neue Medien). Sie ist aufgewachsen im wiedervereinigten Berlin, zuhause auf dem Planeten Erde.

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