Cave Canes!

Auf unserer Reise durch die Sternbilder des Wintersechsecks schließen wir den Kreis mit den beiden Hunden (Hund = lat. canis, Plural canes), dem Kleinen und dem Großen Hund; es wird auch höchste Zeit dafür, da der Große Hund sich mittlerweile bei Einbruch der Dämmerung schon gegen Südwesten Richtung Untergang neigt. Wir bemerken deutlich, dass sich der gesamte Himmel seit Beginn dieser Serie vor genau einem Monat ein gutes Stück nach Westen verschoben hat, weil die Sonne in der Ekliptik nach Osten gewandert ist und damit auch die Dämmerungszonen am Himmel verschoben hat. Pro Monat macht das immerhin 2 Stunden Verschiebung aus.

Zurück zu den himmlischen Hunden. Die Muster der hellen α-Hauptsterne (Prokyon und Sirius) mit ihren jeweiligen deutlich dunkleren β-Nachbarn (Gomeisa und Mirzam) zur Rechten (westlich) gleichen sich, was vielleicht der Grund dafür ist, dass Claudius Ptolemäus neben dem Großen Hund auch einen kleinen in seinem Sternkatalog Almagest aufnahm.

Die beiden Sternbilder verbinden aber noch mehr Gemeinsamkeiten: ihre hellsten Sterne sind nahe Nachbarn der Sonne, und beide haben einen kleinen, massiven Begleiter.

 

Canis Minor – Kleiner Hund

Der Kleine Hund besteht eigentlich nur aus den beiden Sternen Prokyon und Gomeisa und wird daher nur durch eine einzelne Linie zwischen den beiden repräsentiert. “Prokyon” bedeutet auf Griechisch “vor dem Hund”, was sich darauf bezieht, dass der Stern vor dem (eigentlichen) Hundsstern Sirius aufgeht.

β Canis Minoris – Gomeisa

Wäre Gomeisa nicht 162 Lichtjahre entfernt, so wäre sie sicherlich der beeindruckendere der beiden hellsten Sterne im Kleinen Hund. Gomeisa, die uns mit 2,9 Größenklassen erscheint, ist ein B8-Ve-Hauptreihenstern (also ein Zwergstern mit Emissionslinien, ähnlich den kleinsten Plejadensternen) mit 250 Sonnenleuchtkräften, 3,5 Sonnenmassen und ebenso 3,5 Sonnendurchmessern. Genau wie die schnell rotierenden Plejaden dreht sich auch Gomeisa sehr schnell um sich selbst. Misst man die Verbreiterung ihrer Spektrallinien aufgrund des Dopplereffekts, so folgt daraus eine Geschwindigkeit von 250 km/s in radialer Richtung. Da wir aber nicht wissen, ob nicht einer seiner Pole stark auf uns zugeneigt ist, ist dies nur eine Untergrenze für die wahre Rotationsgeschwindigkeit (wir erinnern uns an Pollux b). Aber schon bei diesem Wert ergibt sich eine Rotationsdauer von nur rund 17h. Daher auch das “e” in seiner Spektralklassenbezeichnung: wie viele Plejaden ist Gomeisa von einer Scheibe ausgestoßenen Gases umgeben, die seitlich des Sterns helle Emissionslinien ausstrahlt, im Gegensatz zu den dunklen Absorptionslinien, die sich ergeben, wo das Licht des Sterns selbst in der Durchsicht durch seine Atmosphäre gesehen wird.

 

Prokyon

Prokyon A ist ein Stern 0,3. Größenklasse und somit ähnlich hell wie Rigel im Orion oder Capella im Fuhrmann. Er ist der achthellste Stern am Himmel und mit 11,46 Lichtjahre der neunzehntnächste Nachbarstern der Sonne. Zieht man aber die zahlreichen für’s bloße Auge nicht sichtbaren und die in Mitteleuropa ganzjährig unter dem Horizont verbleibenden Sterne ab, steht er sogar an 3. Stelle (wer an 1. und 2. Stelle steht, wird später verraten).

Prokyon hat 1,5 Sonnenmassen, 2 Sonnendurchmesser und knapp 7 Sonnenleuchtkräfte. Er ist ein Stern der Spektralklasse F5 und ist mit 6500 K kaum heißer als die Sonne (5800 K).  Trotz seines Alters von nur 1,9 Milliarden Jahren befindet er sich bereits kurz vor dem Ende seines Wasserstoffvorrats im Kern und auf dem Weg vom Hauptreihenstern zum Unterriesen. In den nächsten 10 bis 100 Millionen Jahren wird er auf das 80-150-fache des Sonnendurchmessers anwachsen und zu einem orangeroten Riesen wie der ähnlich massive Aldebaran werden (was ihn mit -4,3 Größenklassen so hell wie die Venus und damit zum hellsten Stern an unserem Himmel machen würde, wenn er bis dahin nicht längst über alle Berge wäre), bevor er seine Wasserstoffhülle abstoßen und der verbliebene Rest zum Weißen Zwerg werden wird.

Dies hat wiederum sein kleiner Begleiter, Prokyon B, schon hinter sich – es handelt sich um einen kleinen Weißen Zwerg von nur 0,6 Sonnenmassen und 17200 km Durchmesser (1,34 Erddurchmesser), der Prokyon A in ca. 15 AE mittlerem Abstand innerhalb von 40,8 Jahren umkreist, was im Sonnensystem etwa auf der Hälfte zwischen den Bahnen von Saturn und Uranus läge. Prokyon B war gemäß dieser Arbeit^[1] ursprünglich ein Stern von 2,6 Sonnenmassen, vergleichbar mit den Komponenten von Capella im Fuhrmann. Nach nur 700 Millionen Jahren als Wasserstoff fusionierender Hauptreihenstern wurde er zum Roten Riesen und schließlich zum Weißen Zwerg mit ungewöhnlich kleiner Masse – er muss als Riese sehr viel Material weggeblasen haben.

Was ihn heute auszeichnet ist sein ungewöhnlich hoher Metallgehalt. Sein Spektrum enthält Linien von Kohlenstoff, Kalzium, Eisen und Kalium, weswegen er die Spektralklasse DQZ trägt – D steht für degenerierte Materie, also einen Weißen Zwerg, Q für Kohlenstofflinien und Z für Metalle (der Metallanteil eines Sterns wird in der Astronomie mit z abgekürzt). In dieser Arbeit^[2] wird die Ansicht vertreten, dass Prokyon ein gescheitertes Planetensystem enthält. Prokyon B muss innerhalb der letzten paar Dutzend Millionen Jahren 30-60 Billionen Tonnen schwere Elemente von außen aufgesammelt haben, um die gemessene Metallhäufigkeit zu erklären, was etwa der Masse eines Asteroiden von 25 bis 35 km entspricht. Die Autoren schließen aus, dass diese Menge Material aus dem Sternenwind von Prokyon A oder aus interstellarem Gas stammen könnte. Am wahrscheinlichsten wäre demgemäß ein Ursprung aus einer Scheibe von Asteroiden mit mindestens 55 AE Radius, die beide Sterne umgibt; langfristig stabil wären auch enge Umlaufbahnen (< 2AE) um Prokyon A (nicht jedoch um den ehemals zum Riesen gewachsenen B), aber es wäre schwierig zu erklären, wie von dort ein Asteroid zum Weißen Zwerg gelangt sein sollte. 2 AE liegen weit innerhalb der Schneelinie von Prokyon A, innerhalb welcher flüchtige Stoffe wie Wasser oder Gase keinen Bestand haben können und somit kann dort kein Riesenplanet entstanden sein, der als Asteroidenschleuder hätte fungieren können, sondern höchstens kleine erdähnliche Planeten oder Planetesimale, ein gescheitertes Planetensystem. Die Autoren vermuten eine Art Kuipergürtel um das Prokyon-System als Quelle für die Verunreinigung von Prokyon B. Messungen der Staubmenge des Systems sind jedenfalls kompatibel mit bis zu einer Erdmasse Material innerhalb von 300 AE Radius.

 

Canis Major – Großer Hund

Zwischen den beiden Hunden und außerdem zwischen diesen und Orion befindet sich das Sternbild Einhorn (Monoceros), das so unauffällig ist, dass wir es dabei belassen, es überhaupt mit Namen zu nennen.

Kommen wir also zum Großen Hund. Ich habe ihn früher immer so am Himmel gesehen:

Und vielleicht auch die alten Griechen? Denn dann wäre Sirius das Auge des Großen Hundes und Prokyon das des Kleinen. Wie man aber an den violetten Sternbildgrenzen und den gelben Sternbildnamen erkennt, gehört der Hinterleib der vermeintlichen Fellnase heute zu einem ganz anderen Sternbild, Puppis, dem Achterdeck des Schiffs (ein Sternbild des Südhimmels). Ich lass’ das Bild hier aber mal als meinen privaten Hunde-Asterismus stehen. 🙂 . Offiziell sieht das Sternbild so aus:

 

Sirius

DAS auffälligste Objekt im Großen Hund ist natürlich Sirius.

Sirius ist der hellste Stern am Fixsternhimmel überhaupt mit einer Helligkeit von -1,46 Größenklassen – rund viermal so hell wie Rigel, Capella oder Prokyon. Nur der Planet Venus, der Mond und die Sonne sind heller (und gelegentlich Merkur und Mars). Das liegt unter anderem daran, dass Sirius einer der uns nächsten Sterne ist. Er befindet sich 8,6 Lichtjahre entfernt und damit an 7. Stelle der nächsten Sterne. Nach dem bei uns nie sichtbaren α-Centauri-System (inklusive Proxima) ist er der nächste mit bloßem Auge sichtbare Stern – also der nächste überhaupt, den man hierzulande ohne optische Hilfsmittel sehen kann (und in dieser Liste befindet sich zwischen ihm und Prokyon dann noch das kaum auffällige Sternchen ε Eridani, 10,5 LJ entfernt und von 3,7ter Größenklasse).

Unter günstigen Umständen kann Sirius sogar am Tage gesehen werden – wenn die Luft klar ist und die Sonne tief steht. Der morgendliche Aufgang des Sirius in der Dämmerung Ende Juli/Anfang August fiel mit der altägyptischen Nilschwemme zusammen, die wichtig für die Landwirtschaft in dem trockenen Land war, daher deuteten die Ägypter den “heliaklen Aufgang” (Aufgang mit der Sonne, griechisch Helios) als Vorzeichen für die bevorstehende Nilschwemme. Noch heute bezeichnet man diesen Zeitraum deswegen als Hundstage.

Weil Sirius so hell ist und so tief am Himmel steht, funkelt er besonders kräftig. Dieser Effekt – Szintillation genannt – beruht darauf, dass das Licht des Sterns von turbulenten Luftschichten und von Blasen aufsteigender warmer Luft abgelenkt wird, denn Luft verschiedener Dichte bricht das Licht unterschiedlich, es entstehen gewissermaßen natürliche optische Linsen. Nun haben optische Linsen die Eigenschaft, verschiedene Lichtfarben unterschiedlich abzulenken, wie ein Prisma, deswegen szintilliert Sirius in allen Farben des Regenbogens. Das ist auffällig mit dem bloßen Auge, sieht aber noch beeindruckender aus, wenn man es im Video in Zeitlupe sieht:

Eine andere Möglichkeit, die Szintillation von Sirius festzuhalten, ist eine Langzeitbelichtung mit einer Fotokamera, bei der man die Kamera ein wenig hin und her schwenkt. Damit kann man geradezu psychedelische Bilder erzeugen.

Sirius ist ein Stern von 2 Sonnenmassen, 1,7 Sonnendurchmessern und 25 Sonnenleuchtkräften. Sein Spektrum ist das eines A-Sterns, rein weiß bei einer Temperatur von fast genau 10.000 K. Der genaue Spektraltyp wird mit “A0mA1 Va” angegeben, was bedeutet, dass er reich an Metallen ist (m) und nach den Metalllinien das Spektrum eines A0-Sterns hat, aber rein nach den Wasserstofflinien klassifiziert ein A1-Stern ist. Die Leuchtkraftklasse Va besagt, dass er ein Zwergstern (Leuchtkraftklasse V) auf der Hauptreihe ist (Wasserstoffbrennen im Kern), wobei das “a” bedeutet, dass er schon in Richtung Klasse IV (Unterriesen) tendiert. Sirius enthält etwa dreimal so viel Eisen im Verhältnis zum Wasserstoff wie die Sonne. Man geht davon aus, dass dieses Metall aus dem Inneren nach oben gespült wurde und sich dort ansammelt.

Schon 1844 erkannt Friedrich Wilhelm Bessel, als er die Bewegung von Sirius maß, dass der Stern einen unsichtbaren Begleiter haben muss. Dieser wurde 1862 vom Teleskophersteller und Astronomen Alvan Graham Clark beim Test eines Linsenfernrohrs mit 470 mm Öffnung zufällig entdeckt. Sirius B ist wie Prokyon B ein Weißer Zwerg, aber mit fast exakt einer Sonnenmasse deutlich schwerer und damit auch kleiner und dichter. Er gehört zu den massereicheren Weißen Zwergen, und je massiver ein Weißer Zwerg ist, desto kleiner wird er. Sein Durchmesser beträgt 12.000 km, etwas kleiner als die Erde und ziemlich genau gleich groß wie die Venus. Seine Schwerkraft an der Oberfläche beträgt das 400.000-fache der Erdschwerkraft und ein Kubikzentimeter seiner Materie hat im Schnitt eine Masse von 2,38 Tonnen (im Kern sogar 32 Tonnen).

Ursprünglich war Sirius B wohl ein B-Stern von 5 Sonnenmassen und 600 Sonnenleuchtkräften, der nach nur 100 Millionen Jahren zum Schalenbrennen überging und zum Roten Riesen wurde – möglicherweise reicherte er dabei Sirius A mit Metallen an. Er verbrannte schließlich Helium zu Kohlenstoff in seinem Kern. Durch seine stark aufgeblähte, dünne Atmosphäre verlor er 4/5 seiner Masse durch seinen Sternenwind und hinterließ schließlich den kleinen Weißen Zwerg, den wir heute sehen.

Der mittlere Abstand der beiden Sterne beträgt 20 AE, etwa der Abstand des Uranus von der Sonne, aber die Bahn ist stark elliptisch und schwankt zwischen 8 AE und 31,5 AE. Die Umlaufzeit beträgt 50 Jahre und 47 Tage. Von der Erde aus gesehen betrug der Abstand der beiden Sterne 1994 nur 3 Bogensekunden, während er derzeit mit 11″ fast maximal ist – das Maximum wird 2019 erreicht.

Normalerweise trennt ein Amateurteleskop von nur 6 cm einen Doppelstern von 3″ Abstand problemlos, aber der gigantische Helligkeitsunterschied der beiden Sterne (9,9 Größenklassen, Faktor von fast 10.000) macht es sehr schwierig, Sirius B zu erkennen, denn Sirius A erscheint als riesiger wabernder Klecks im Teleskop – in Wahrheit nicht die Oberfläche des Sterns, sondern sein vom Teleskop verursachtes, unvermeidliches Beugungsbild, das aus einer zentralen Scheibe umgeben von hellen Ringen besteht, die durch atmosphärische Unruhe ineinander fließen. Der kleine Zwerg ertrinkt in den wabernden Beugungsringen, die bei einem dunkleren Stern weniger ausgeprägt wären. Jedoch kann es unter günstigen Bedingungen mit einem Teleskop von mindestens 15 oder 20 cm Durchmesser gelingen den Zwerg zu sehen, insbesondere wenn man sich eine Bildfeldmaske ins Okular einbaut (einfach einen Streifen Alufolie über eine Hälfte der Bildfeldblende kleben) und Sirius A damit verdeckt. Ich hab’s selbst mehrfach mit einem 12- und einem 20cm-Teleskop versucht, aber nie ausreichend günstige Bedingungen vorgefunden, weil Sirius immer recht tief steht. Andere hatten da mehr Glück.

 

β Canis Majoris – Mirzam

Es gibt deutlich mehr Sterne im Großen Hund als im Kleinen, aber ich beschränke mich an dieser Stelle mal auf zwei weitere neben Sirius. Der hellste Stern zur Rechten von Sirius ist Mirzam, β im Großen Hund, ein Stern von 2. Größenklasse. Der arabische Name bedeutet so viel wie Vorbote, was wohl darauf hindeuten soll, dass er Sirius voraus eilt. Mirzam ist ein blauer Riesenstern (B1 II-III) mit 13-14 Sonnenmassen und knapp 10 Sonnendurchmessern. Er leuchtet so hell wie 26600 Sonnen und ist ungefähr 500 Lichtjahre entfernt. Der Stern ist ein Variabler vom Typ β Cephei (nicht zu verwechseln mit den bekannteren δ-Cephei-Sternen). Die Periode beträgt nur 6 Stunden, die Helligkeit schwankt um nur 0,07 Größenklassen, zu wenig, als dass es dem bloßen Auge auffällig wäre, aber im Ultravioletten ist die Amplitude viel größer.

Die Schwankungen werden dadurch verursacht, dass im Inneren des Sterns in einer Zone, in der ca. 200.000 K herrschen, ein dort häufiges Ion des Eisens bei just dieser Temperatur durch Aufnahme eines Elektrons seine Transparenz verringert, wenn es abkühlt; dadurch absorbiert das Gas mehr Strahlung, erwärmt sich, dehnt sich aus und die Transparenz nimmt wieder zu, so dass das Gas sich wieder abkühlt und verdichtet und der Zyklus von vorn beginnt. Dabei wird auch die Ausdehnung der Sternatmosphäre und ihre Temperatur moduliert (der Stern ist am hellsten, wenn er am kleinsten und heißesten ist). Dieser sogenannte κ-Mechanismus (Kappa-Mechanismus; κ steht für die Opazität, welche das Gegenteil von Transparenz bedeutet, also mithin “Undurchsichtigkeit” oder “Trübung”) ist auch die Ursache für die Pulsationen einiger anderer Typen veränderlicher Sterne, aber es ist nicht immer Eisen die Ursache (bei den δ-Cephei-Sternen ist es das Helium).

 

VY Canis Majoris

Ein wahres Sternenmonster ist der Stern VY Canis Majoris, der sich ein paar Grad östlich von Sirius befindet. Er gehört zu den größten bekannten Sternen überhaupt und übertrifft sogar Beteigeuze. Mit ca. 1500-2000 Sonnnendurchmessern würde er im Sonnensystem die Bahn des Jupiter oder sogar die des Saturn überdecken! Der Stern, der mit um die 17 Sonnenmassen weniger massiv ist, als seine Größe suggeriert (ein Hauch von nichts, sozusagen) ist halbregelmäßig variabel (ähnlich Beteigeuze, auch so ein Hauch von Stern) und schwankt innerhalb von geschätzt 2000 Tagen (5,5 Jahren) zwischen den Spektralklassen M2,5 und M5. Meistens liegt er zwischen 9,5 und 11,5 Größenklassen, kann aber gelegentlich mit 6,5 Größenklassen an der Sichtbarkeit für das bloße Auge vorbeischrammen. Seine Entfernung beträgt fast 4000 LJ.

 

Messier 41

Canis Major enthält nur ein Messier-Objekt, den offenen Sternhaufen M41, der 4° (8 Vollmonddurchmesser oder eine knappe Faustbreite) direkt südlich von Sirius zu finden und mit einer Helligkeit von 4,5 Größenklassen ein hübsches Feldstecher-Objekt ist. Er durchmisst etwas mehr als einen Vollmonddurchmesser, was in seiner Entfernung von 2300 Lichtjahren einem Durchmesser von 25 Lichtjahren entspricht. Er enthält ca. 100 Sterne, darunter viele Rote Riesen. Der hellste von ihnen in seinem Zentrum ist bei dunklem Himmel gerade noch mit bloßem Auge zu sehen. Das Alter von M41 soll 190 Millionen Jahre betragen.

 

Gaia 1

Ist es vorstellbar, dass es einen offenen Sternhaufen gibt, der mit 8. Größenklasse im Bereich von Amateurteleskopen liegt, aber dennoch erst 2017 entdeckt wurde? Genau das ist der Fall bei Gaia 1. Entdeckt wurde der Sternhaufen 2017 bei der ersten Auswertung der Daten des Astrometriesatelliten Gaia, der derzeit die Positionen von Milliarden von Sternen in der Milchstraße misst. Gaia 1 befindet sich in unmittelbarer Nähe von Sirius und wurde deswegen bisher stets übersehen, obwohl er längst auf älteren Fotos abgebildet und auch durchaus zu sehen war. Die Autoren Koposov, Belukorov und Torrealba beschreiben in ihrer Arbeit Gaia 1 and 2. A pair of new Galactic star clusters^[3] im Kapitel “Gaia 1. You can not be Sirius!” 😀 , wie sie in unmittelbarer Nähe von Sirius (Abstand 10 Bogenminuten = 1/3 Vollmonddurchmesser) eine Überdichte von Sternen in den Gaia-Daten fanden. In Aufnahmen der “un-WISE” genannten Beobachtungsreihe des Weltraumteleskops WISE wurden sie dann fündig. Nachdem sie das Beugungsbild von Sirius vom WISE-Bild subtrahiert hatten, trat der Sternhaufen klar hervor.

In der Arbeit ist er mit einer absoluten Helligkeit (Leuchtkraft bezogen auf 10 parsec Entfernung) von -5 Größenklassen angegeben, und da er sich in 15000 Lichtjahren Entfernung befindet, erscheint er 13,3 Größenklassen dunkler (sogenanntes Entfernungsmodul), d.h. er hat eine Helligkeit von 8,5 Größenklassen und wäre in einem kleinen Teleskop zu sehen – wenn der nahe Sirius nicht so hell wäre und zumindest die schwächeren Sterne mit seinem Licht ertränken würde. Gaia 1 enthält 1200 Sterne heller als 19. Größenklasse, durchmisst 38 Lichtjahre und hat das stattliche Alter von 6,3 Milliarden Jahren. Nachdem die Entdeckung bekannt wurde, gelang es auch Amateuren, ihn aufzunehmen.

 

Thors Helm

Zuletzt noch ein optischer Leckerbissen. Nordöstlich von Sirius befindet sich ein leuchtender Nebel,  im New General Catalog (NGC) verzeichnet unter der Nummer 2359, populärer als “Thors Helm” bezeichnet (auch Entennebel, vergleiche dieses Bild mit größerem Blickfeld). Der Nebel enthält den Wolf-Rayet-Stern WR7, das ist ein 110.000 K heißer blauer Überriese von 16 Sonnenmassen und 280.000 Sonnenleuchtkräften im Endstadium seines Lebens, der seine Wasserstoffhülle weggeblasen hat und fast nur noch aus seinem Heliumkern besteht. Der Nebel besteht aus dem ausgestoßenen Gas des Sterns, das von ihm zum Leuchten angeregt wird, und man erkennt die Stoßfront des sich ausbreitenden, verwirbelnden Gases um den Stern im Zentrum herum. Stern und Nebel befinden sich 12.000 Lichtjahre entfernt.

Referenzen

[1] James Liebert et al., “The Age and Stellar Parameters of the Procyon Binary System“, The Astrophysical Journal, 769(1), Mai 2013; arXiv:1305.0587

[2] J. Farihi et al., “Orbital and Evolutionary Cons traints on the PlanetHosting Binary GJ 86 from the Hubble Space Telescope“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 12/2012; 430(1); arXiv:1212.5601

[3] Sergey E. Koposov, V. Belokurov, G. Torrealba, “Gaia 1 and 2. A pair of new Galactic star clusters “, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 470, Ausgabe 3, 21. September 2017; arXiv:1702.01122