Warten auf den „Weihnachtsstern“: Wann wird T Coronae Borealis aufleuchten?

Astronominnen und Astronomen in aller Welt warten zur Zeit gespannt auf das Wiederaufleuchten eines relativ unscheinbaren Sterns im Sternbild Nördliche Krone: T Coronae Borealis. Er flammt rund alle 80 Jahre auf, wird dann zu einer hellen Nova, einem „neuen“ Stern, und kann abhängig von Jahreszeit und Standort einige Tage lang am dunklen Nachthimmel auffallen. Ein solches seltenes Himmelsereignis, das wie der Halleysche Komet meist nur einmal im Leben eines Menschen zu sehen ist, fasziniert besonders. Was es mit diesem Stern im Einzelnen und mit lichtvariablen Sternen im Allgemeinen auf sich hat, soll im Weiteren exemplarisch dargestellt werden.

Die radialen Pulsationen treten während einer instabilen Entwicklungsphase bei Sternen zwischen vier und 15 Sonnenmassen auf, deren Oberflächentemperatur in einem gewissen Temperaturbereich liegen muss, der sich im Instabilitätsstreifen des Hertzsprung-Russell-Diagramms widerspiegelt. Sie entstehen dadurch, dass Strahlung aus dem Inneren des Sterns auf eine etwa 40.000 Kelvin heiße Zone in der oberflächennahen Sternatmosphäre trifft, in der Helium in einfach ionisierter Form (He II oder He⁺) vorliegt, also nicht vollständig ionisiert ist. In dieser Schicht nimmt die Opazität, das heißt die Undurchlässigkeit der Zone für Strahlung, wesentlich mit einer Dichteerhöhung durch wachsendem Druck zu. Die Strahlung staut sich unter der Ionisationsschicht und komprimiert sie, was in erster Linie eine weitere Ionisierung des Heliums und weniger eine reine Temperaturerhöhung des Gases bewirkt. Entsprechend entsteht in diesem Breich ein Energieüberschuss und der daraus resultierende Überdruck führt schließlich dazu, dass der gravitative Druck der darüberliegenden Sternschichten überwunden wird, diese gleichsam nach außen „gedrückt“ werden und expandieren. Mit der Expansion verringert sich nun der Druck, die Heliumionen fangen an, mit den freien Elektronen wieder zu rekombinieren, was die Sternatmosphäre durchlässiger macht, sodass die zuvor aufgestaute Strahlung aus dem Stern entweichen kann. In dieser Phase der Expansion werden die Gesamtleuchtkraft und Oberflächentemperatur des Sterns maximal, noch bevor er die größte Ausdehnung erreicht hat. Danach fängt die nach innen gerichtete Schwerkraft an, zu dominieren, die äußeren Sternschichten fallen zusammen und verdichten sich, die Opazität der He II-Ionisationschicht nimmt wieder zu und das ganze Spiel beginnt – entkoppelt von den tieferliegenden Fusionsprozessen im Stern – aufs Neue. Bei Delta Cephei dauert ein vollständiger „Atemzug“, das heißt eine Pulsationsperiode, knapp 5,4 Tage; dabei ändert sich der Radius des Sterns um sieben Prozent seines mittleren Sternradius von 40 Millionen Kilometer und die Helligkeit um 0,9 Größenklassen.

Ein weitaus größerer Helligkeitsunterschied tritt bei dem Stern Omikron im Sternbild Walfisch auf, der auch Mira, die „Wundersame“, genannt wird. Dieser Rote Riesenstern wurde im Jahr 1596 von David Fabricius (1564 bis 1617) im ostfriesischen Esens entdeckt und erhielt von dem Danziger Astronomen Johannes Hevelius (1611 bis 1687) seinen Namen. In einem Zeitraum von elf Monaten kann Miras Helligkeit im optischen Wellenlängenbereich um beträchtliche acht Größenklassen variieren und der Stern somit um das 1.500fache heller werden. Mira, die nur 20 Prozent massereicher als die Sonne ist, ist der Protyp einer ganzen Klasse von langperiodischen Pulsationsveränderlichen. Wie bei den Cepheiden beruht der Pulsationsmechanismus der Sternatmosphäre bei den Mirasternen auf einer temporären Energieansammlung an einer Ionisationsschicht im Stern, die aber im Gegensatz zu den Cepheiden aus Wasserstoff besteht. Vieles bleibt bei den Mirasternen im Detail noch unverstanden und ist Teil der aktuellen Forschung.

Eine weitere Klasse helligkeitsvariabler Sterne sind die Eruptionsveränderlichen, welche in gewissen, nicht exakt vorhersagbaren Zeitabständen durch einen plötzlichen, mehr oder weniger starken Helligkeitsausbruch auffallen, dem unterschiedliche stellarphysikalische Prozesse zugrunde liegen können. Zu diesen Veränderlichen gehört auch T Coronae Borealis, ein symbiotischer Doppelstern, der aus einem erdgroßen Weißen Zwerg mit nahezu 1,4 Sonnenmassen und einem Roten Riesen mit 1,1 Sonnenmassen und einem Radius von 75 Sonnenradien (52,5 Millionen Kilometer) besteht. Die Zentren beider Sterne liegen rund 80 Millionen Kilometer entfernt auseinander, was ungefähr dem halben Abstand der Erde zur Sonne entspricht. Das Sternsystem zählt zu den rekurrierenden Novae – einer Untergruppe der Eruptionsveränderlichen –, von denen man bislang nur zehn in unserer Milchstraße entdeckt hat. Von ihnen ist T Coronae Borealis das einzige, dessen Lichtausbruch man deutlich mit dem bloßen Auge verfolgen kann.

Man geht davon aus, dass der Materiestrom vom Roten Riesen zum Weißen Zwerg ansteigt, bevor es zum Novaausbruch kommt. Der Vorgang selber verläuft im Ganzen weniger energiereich als bei der Explosion einer Supernova vom Typ Ia ab, bei der ein Weißer Zwergstern völlig zerstört wird. Doch es kann nicht ausgeschlossen werden, dass eine rekurrierende Nova eines Tages einmal ihr Ende als Supernova besiegeln wird, falls der Weiße Zwerg im Laufe der Zeit einen solchen Zuwachs an Materie gewinnt, dass seine Gesamtmasse die kritische Chandrasekhar-Grenze übersteigt.

Einige Hinweise für die Beobachtung

Welche astrophysikalischen Fragen erhofft man sich durch einen erneuten Ausbruch von T Cononae Borealis beantworten zu können? Hochaufgelöste Spektren liefern hierfür mit die aussagekräftigsten Ergebnisse, die Dynamik der Eruption, die beteiligten Elemente sowie deren Energiezustand und vieles mehr zu verstehen. Wieviel Masse wurde beim Ausbruch ausgestoßen? Übersteigt der Verlust an Masse durch die Eruption diejenige, die der Weiße Zwerg in den vergangenen 80 Jahren von seinem nahen Begleiter aufgesammelt hat? Oder nimmt er allmählich an Masse zu, sodass er ein Kandidat für eine künftige Supernova ist? Hat sich die Periodizität der Nova geändert? Lassen sich eventuell „Lichtechos“ beobachten, falls die abgestoßene Hülle auf Materie aus früheren Eruptionen trifft? Tritt eventuell wieder eine „flache“ Sekundäreruption auf und was ist ihre genaue Ursache? Der blitzartige Ausbruch der Nova gewährt uns jedenfalls für einen kurzen Augenblick den faszinierenden Einblick in ein hochkomplexes Naturgeschehen. Nicht umsonst schrieb schon vor 2.500 Jahren Heraklit von Ephesos weitblickend in einem seiner Fragmente über die Natur: „Alles steuert der Blitz.“