Eta Carinae

η Carinae oder eta Carinae ist ein veränderlicher sehr massereicher Stern von 100 bis 150 Sonnenmassen der mit etwa der vier- bis Leuchtkraft der Sonne strahlt. Seinen Namen trägt er da er in dem Sternbild Carina dem Schiffskiel liegt. Der Stern liegt in etwa bis 10.000 Lichtjahren Entfernung innerhalb des offenen Sternhaufens Tr 16 der wiederum in einem riesigen Nebelkomplex eingebettet ist dem Carinanebel NGC  3372.

Inhaltsverzeichnis

1 Auswirkung der Masse auf den Lebenszyklus 2 Ausbrüche 2.1 Homunkulusnebel 2.2 Äquatoriale Scheibe 2.3 Wolkenmaterial und Energiefreisetzung 2.4 Ältere Ausbrüche 3 Strahlungsschwankungen 4 Theorien 5 Die Einzigartigkeit von η Carinae 6 Archäoastronomische Untersuchungen 7 Weblinks

Auswirkung der Masse auf den Lebenszyklus

η Carinae ist einer der massereichsten Sterne Milchstraße . Solche Sterne fusionieren aufgrund des hohen inneren Drucks und der dadurch entstehenden Temperatur den vorhandenen Wasserstoff mit einer wesentlich höheren Rate als Sonne wobei enorme Energiemengen in Form von Strahlung freigesetzt werden. Dies führt dazu dass Kernbrennstoff in verhältnismäßig kurzer Zeit nämlich innerhalb wenigen Millionen Jahren verbraucht ist und sie in einer Supernova oder einer (bisher hypothetischen) Hypernova explodieren höchstwahrscheinlich als schwarzes Loch enden. Die Sonne hat zum Vergleich zu erwartende Lebensdauer von 10 Milliarden Jahren.

Der Stern η Carinae gehört zu einer Klasse von instabilen blauen Riesensternen die im als Luminous Blue Variables (LBV) also Leuchtstarke Blaue Veränderliche bezeichnet werden. Es wird angenommen dass Sterne mit einer Anfangsmasse von mehr als 20 Sonnenmassen das LBV-Stadium durchlaufen allerdings nur zehntausend Jahre dort verweilen. Es wurden erst LBVs in der Milchstraße entdeckt einige weitere in den Nachbar galaxien der lokalen Gruppe bekannt.

Ausbrüche

Bemerkenswert ist η Carinae wegen seiner Ausbrüche der dadurch sich ändernden Helligkeit. Bei seiner Katalogisierung durch Edmond Halley im Jahr 1677 war er ein Stern 4.  Größe steigerte jedoch seine Helligkeit und wurde 1730 als einer der hellsten Sterne im wahrgenommen. Bis 1782 sank er wieder auf seine vormalige zurück um sie dann ab 1820 allmählich wieder zu erhöhen. 1827 war sie bereits zehnmal so hoch 2 5 Größenklassen und zwischen 1837 und 1856 kam es zu einen gewaltigen Ausbruch Großen Eruption bei dem er schließlich gegen 1843 -0 8 Magnituden erreichte. Der Ausbruch hatte das Ausmaß Supernova und machte den Stern trotz seiner innerhalb kürzester Zeit zum zweithellsten neben Sirius . Er überlebte jedoch und verblasste in Folgejahren zusehends. Von 1900 bis 1940 war er mit 7 bis 8 nur noch im Teleskop oder Fernglas sichtbar. 1940 wurde er dann allmählich heller und auch wieder mit bloßem Auge 2002 besaß er eine Helligkeit von 5 6 Magnituden nachdem er sie von 1998 bis 1999 in 18 Monaten verdoppelt hatte.

Homunkulusnebel

Die Kegel sind in Richtung der Rotationsachse des Sterns ausgerichtet. In Richtung der Kegel also an den Rotationspolen stößt der auch weiterhin enorme Mengen von Materie aus. der Erde aus wird η Car genau längs eine der Kegelwände gesehen. Dadurch wird das um einen Faktor 100 etwa 5 Magnituden im Vergleich zum Licht des Nebels Andere LBV haben ebenfalls derartige bipolare Nebel den wesentlich höheren Kontrast erscheinen sie aber prächtig auf Bildern.

Äquatoriale Scheibe

Bei bipolaren Wolken um andere weitaus schwere Sterne (siehe planetarischer Nebel ) hatte man eine dichte äquatoriale Scheibe die das Auswurfmaterial nur an den Polen Sterns ungehindert austreten lässt. Da bei η Carinae auch in der Ebene der äquatorialen Scheibe Material mit hoher Geschwindigkeit austritt ist man nicht schlüssig welche Mechanismen hier tatsächlich wirken.

Wolkenmaterial und Energiefreisetzung

Aus Masse und Ausbreitungsgeschwindigkeit der bipolaren wurde deren kinetische Energie errechnet die Aufschluss über das Ausmaß Eruptionen gibt. Demnach enspricht sie der Energiemenge die Sonne in 200 Millionen Jahren freisetzt und damit in der Größenordnung von 2·10 ⁴²   J . Für die äquatoriale Scheibe ergibt sich der halbe Wert da sie eine höhere besitzt aber weniger Masse enthält.

Ältere Ausbrüche

Die Ursache für derartige Ausbrüche ist den Astronomen noch nicht verstanden. Eine wahrscheinliche ist dass sie durch aufgestauten Strahlungsdruck der Leuchtkraft hervorgerufen werden d. h. dass der Druck nach außen gerichteten Strahlung irgendwann die nach gerichtete Gravitation überwiegt wodurch das hydrostatische Gleichgewicht kurzzeitig und der Stern explosionsartig riesige Mengen von seiner äußeren Hüllen abstößt.

Sie zeigen jedenfalls dass der Stern instabil ist und am Ende seines Lebenszyklus ist. Man vermutet dass er mindestens einmal tausend Jahren einen größeren Ausbruch durchläuft und er wohl innerhalb der nächsten 100.000 Jahre Supernova explodieren wird. Dies macht ihn zu hochinteressanten Forschungsobjekt da sich an ihm die Stadien der Sternentwicklung und deren Übergänge beobachten

Strahlungsschwankungen

Die Beobachtungen der letzten Jahre haben dass die Helligkeit des Sterns kontinuierlich steigt. muss aber nicht unbedingt bedeuten dass sich Leuchtkraft des Sternes selbst erhöht; auch eine des absorbierenden Materials in der unmittelbaren Umgebung die Ursache des Anstiegs sein. Der Steigerung sind mehrere periodische Schwankungen:

• Innerhalb von 5 54 Jahren steigert die ausgesendete Röntgenstrahlung allmählich. Gegen Ende wächst dramatisch an und sinkt dann schlagartig um Faktor 100 auf ein dreimonatiges Minimum ab ein neuer Zyklus beginnt.
• Daneben gibt es eine 85 1-tägige bei der kurzzeitige Strahlungsschübe auftreten. Dies könnte eine Pulsation des Sterns hervorgerufen werden d. h. periodisches Ausdehnen und Schrumpfen der Sternhüllen.

Theorien

Jüngste Beobachtungen die allerdings noch genauerer bedürfen bei denen gewisse periodische Veränderungen im Spektrum gefunden wurden deuten darauf hin dass sich bei η Carinae möglicherweise um ein Doppelsternsystem handelt in dem sich die beiden in etwa 5 54 Jahren einmal umkreisen. eben dieser Periode treten auch die Minima der Röntgenstrahlung aus dem Zentralbereich auf die damit als Verdeckung einer Doppelsternkomponente durch die erklären ließe. Die Röntgenstrahlung könnte durch das der Sternwinde der beiden Komponenten erzeugt werden. konnte bisher allerdings noch kein schlüssiges Modell Systems aufgestellt werden das alle beobachteten Phänomene erklärt.

Es gibt mehrere Theorien zur Beschreibung Mechanismus der die Entstehung der bipolaren Wolken Homunkulusnebels bewirkt hat: Eine besagt dass das Magnetfeld des Sterns das fortgeschleuderte Plasma in zwei Vorzugsrichtungen gebündelt habe. Eine führt die Wolken auf den Einfluss der des Begleitsterns zurück während eine dritte die des Sternes dafür verantwortlich macht. Letztere wird die neuesten Daten favorisiert; es existiert aber keine einhellige Lehrmeinung.

Darüberhinaus stellte der Astronom Sveneric Johansson von spektrographischen Untersuchungen an η Carinae von 1996 die auf dass unmittelbar um den Stern herum ultraviolettes Laserlicht entstehe. Derartige Laserphänomene wurden zwar in Natur bis dahin noch nicht beobachtet im schwächeren Mikrowellenbereich strahlende kosmische Maser dagegen schon.

Die Einzigartigkeit von η Carinae

Archäoastronomische Untersuchungen

Von weiterem Interesse ist für die historische Belege für noch frühere Ausbrüche zu um Aussagen über deren Häufigkeit treffen zu Die Suche danach ist bisher allerdings nahezu geblieben lediglich ein Mythos der Sumerer aus dem 4. bis 3. Jahrtausend v. Chr. über deren Gott Ea der in eines veränderlichen Sterns erschienen sein soll könnte mit η Carinae in Zusammenhang stehen. Bewiesen dies allerdings nicht zumal keine Angaben zu sind an welcher Stelle des Himmels Ea haben soll.

Siehe auch: pulsationsveränderlicher Stern Liste der Sterne

Weblinks

• Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops von 1994 und 1995 mit sichtbaren Veränderungen ( 1996 engl.)
• The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender – Artikel eines mit η Carinae befassten ( 1998 engl.)
• Chandra Takes X-ray Image of Repeat Offender – Aufnahmen des Satelliten Chandra ( 1999 engl.)
• Possible Hypernova could affect Earth – mögliche Auswirkungen einer Hypernova ( 2000 engl.)
• Eta Carinae – Seite des Forschungsteams der Universität Minnesota (ständig aktualisiert engl.)

Bücher zum Thema Eta Carinae

Dieser Artikel von Wikipedia unterliegt der GNU FDL.