Die Polaris-Gruppe

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Weekly Science Update – Übersetzt von Harald Horneff

Eine Aufnahme der Sterne rund um Polaris (dieser ist mit A gekennzeichnet) mit dem Chandra-Röntgen-Observatorium. Die anderen Beschriftungen zeigen die Positionen von Sternen an, die im sichtbaren beobachtbar und vermutlich physisch mit Polaris A verbunden sind.

 

Cepheiden sind Sterne, deren Masse und Alter physikalische Bedingungen hervorbringen, die in deren Photosphären periodische Schwingungen auslösen. Deshalb ändern Cepheiden regelmäßig ihre Helligkeit mit einer Periode, die proportional zu ihrer intrinsischen Leuchtkraft ist. Diese ungemein zweckmäßige Eigenschaft der Cepheiden, 1908 von Henrietta Leavitt in Harvard entdeckt und geeicht, erlaubt es, sie als zuverlässige kosmische Entfernungskalibratoren zu nutzen. Durch Vergleich der absoluten Helligkeit, aus einer Schwingungsperiode (die einfach zu messen ist) abgeleitet, mit der gemessenen Helligkeit kann im Prinzip eine genaue Entfernung erhalten werden. Cepheiden in fernen Galaxien, die sich von uns fort bewegen, liefern die Grundlage für die berühmte Entfernungs-Geschwindigkeits-Beziehung von Galaxien, die das Modell vom sich ausdehnenden Universum (das Urknall-Modell) untermauert.

Der als Polaris bekannte Nordstern ist nicht nur als ein zuverlässiges Leuchtfeuer für frühe Seefahrer bekannt. Er ist auch der zur Erde nächstgelegene Cepheid (etwa 425 Lichtjahre entfernt) und Objekt intensiver Untersuchungen. Eine Streitfrage ist, ob Polaris wie viele andere Sterne auch mit einer Gruppe von kleinen Begleitsternen in Verbindung steht, die seine Entwicklung beeinflußt haben könnten. Von Polaris (“Polaris Aa”, dessen Masse 4.5 Sonnenmassen beträgt) ist bekannt, daß er sich in einer engen Umlaufbahn mit einem Begleiter, Polaris Ab (1.3 Sonnenmassen), befindet. Das Paar umkreist sich in einer Entfernung von ungefähr 15 Astronomischen Einheiten; so weit ist Uranus etwa von der Sonne entfernt. Polaris B, ein anderer benachbarter Stern, scheint Polaris Aa und Ab in einer 100-mal größeren Distanz zu umkreisen. Zwei weitere nah gelegene Sterne, Polaris C und D, könnten ebenfalls lichtschwache Begleiter sein, von denen einige Astronomen vermuten, daß sie an die anderen durch die Schwerkraft gebunden sind.

Nancy Evans, Scott Wolk, Margarita Karovska und Bradley Spitzbart vom CfA untersuchten gemeinsam mit vier Kollegen die Gruppeneigenschaften der Sterne im Polaris-Komplex mit dem Chandra-Röntgen-Observatorium. Sie vertrauten dabei auf die Tatsache, daß junge, massearme Sterne recht intensiv Röntgenstrahlung abgeben. Chandra ist empfindlich genug, um jeden der kleinen Sterne im Polaris-Cluster zu erkennen und kann zwischen diesen und allerlei anderen röntgenemittierenden Sternen unterscheiden, die im gleichen Sichtfeld gesehen werden könnten. Chandra kann insbesondere Sterne entdecken, die allzu lichtschwach sein könnten (oder sich zu nah an einem anderen Stern befinden), um im optischen gesehen zu werden. Dies reicht bis zu einer Masse herab, die möglicherweise 20-mal unterhalb der von Polaris Aa liegt. Die An- oder Abwesenheit von kleinen Begleitsternen würde helfen, die Geschichte der Gruppe zu ermitteln um so zum Beispiel die Frage klären, ob der Cluster je eine enge Begegnung mit einem anderen Stern hatte, der den Cluster gestört haben könnte. In einer neuen Arbeit berichten die Forscher, daß sie keine solchen massearmen Begleiter gefunden haben, aber sie folgern auf der Grundlage der Röntgeneigenschaften, daß Polaris C und D wahrscheinlich keine gebundenen Mitglieder des Systems sind, wohingegen Polaris B Gruppenmitglied in Form eines einzelnen Sterns ist.

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