Spica verstehen

Print Friendly, PDF & Email

Weekly Science Update – Übersetzt von Harald Horneff

Eine schematische Darstellung des Doppelsterns Spica, die vier Abschnitte einer Umlaufperiode zeigt. Massereiche Doppelsterne haben oft ein „Massendifferenz-Problem“, was bedeutet, daß die aus Umlauf- und Entwicklungsmerkmalen hergeleiteten Massen unterschiedlich sind.
A. Tkachenko et al.

Der bekannte Stern Spica (Alpha Virginis) ist der fünfzehn hellste Stern am Nachthimmel, zum Teil, weil er mit einer Entfernung von nur etwa 250 Lichtjahren relative nah ist. Er ist leicht zu finden; man folge dem Bogen der Deichsel des Großen Wagens. Der erste helle Stern, auf den man trifft, ist Arktur (Alpha Bootes), der zweite Spica. Spica ist eigentlich ein spektroskopischer Doppelstern, zwei Sterne, die sich umkreisen und so dicht beieinander stehen, daß man sie auf visuellem Wege nicht trennen kann. 1890 erkannte man, daß es ich um ein Doppelsternsystem handelt, als spektroskopische Beobachtungen zeigten, daß die Spektrallinien infolge der beiden Sterne doppelt auftreten, denn jeder Stern hat eine geringfügig andere Geschwindigkeit mit zugehöriger Doppler-Verschiebung. Zudem sind die beiden Sterne in Spica ein ungewöhnliches Paar: sie stehen sehr eng beieinander, sind durch nur ungefähr achtundzwanzig Sonnenradien voneinander getrennt und umkreisen sich in nur 4.01 Tagen. Dies führt sie so dicht aneinander heran, daß ihre gemeinsame Schwerkraft ihre Atmosphären durch Gezeitenkräfte verzerrt, mit dem Ergebnis, daß die Sterne nicht kugelförmig sind. Der massereichere Stern pulsiert zudem in Größe und Leuchtkraft.

Doppelsterne spielen für Astronomen, die Sterne erforschen, eine wichtige Rolle. Da Masse und Schwerkraft die Dynamik des Umlaufverhaltens bestimmen, ist es mit einem Doppelsternsystem möglich, die Sternmassen durch Untersuchung der Bahnbewegungen mit großer Genauigkeit zu bestimmen. Im Gegensatz dazu muß die Masse eines einzelnen Sterns durch eine viel komplexere Reihe von Sterneigenschaften und Entwicklungsmodellen hergeleitet werden, auch wenn diese Modelle für erprobt und zuverlässig gehalten werden. Jedoch unterscheidet sich manchmal die aus der Spektroskopie (Kinematik) und die aus Entwicklungsmodellen hergeleitete Masse. Bei massereichen Doppelsternen (und die zwei Sterne von Spica sind beide massereich, 11.4 bzw. 7.2 Sonnenmassen) ist dies als „Massendifferenz-Problem“ bekannt.

CfA-Astronom Dimitar Sasselov gehörte zu einem Team, das versuchte, das Massendifferenz-Problem zu lösen. Bereits in einer früheren Arbeit über massereiche Doppelsterne entdeckte das Team, daß die Entwicklungsmodelle für einzelne Sterne geringe Fehler aufwiesen, insbesondere für die kleineren Partner in Doppelsternsystemen. Für ihre Untersuchung von Spica erhielten die Astronomen 1.731 hochaufgelöste Spektren und Breitbandmessungen im Verlauf von nahezu 23 Tagen. Sie konnten alle Kenngrößen des Spica-Systems verbessern und ermittelten, daß die Pulsationen in dem größeren Stern tatsächlich durch Gezeitenkräfte ausgelöst wurden; der erste derartige Fall, der in einem massereichen Doppelsternsystem gefunden wurde. Sie stellten auch überrascht fest, daß es für Spica kein Massendifferenz-Problem gibt – die stellaren Massen, aus der Spektroskopie als auch dem Entwicklungsweg ermittelt, stimmen an und für sich überein, auch wenn große Unsicherheiten durch die komplexe Natur des Spica-Systems entstanden. Das Forschungsprogramm wird fortgesetzt und die Astronomen planen, einige Dutzend weitere Systeme in gleicher Weise zu beobachten und zu untersuchen, um ihre Einsichten in die Natur des Massendifferenz-Problems für massereiche Sterne zu verbessern.

Literatur:

„Stellar Modelling of Spica, a High-Mass Spectroscopic Binary with a β Cep Variable Primary Component“

A. Tkachenko, J. M. Matthews, C. Aerts, K. Pavlovski, P. I. Papics, K. Zwintz, C. Cameron, G. A. H. Walker, R. Kuschnig, P. Degroote, J. Debosscher, E. Moravveji, V. Kolbas, D. B. Guenther, A. F. J. Moffat, J. F. Rowe, S. M. Rucinski, D. Sasselov, and W. W. Weiss

Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 458, 1964–1976 (2016)