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Veränderlicher Algol


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Sterne und Weltraum - epaper ⋅ Ausgabe 11/2022 vom 07.10.2022

Wenn Sie selbst einmal versuchen möchten, in die faszinierende Thematik der veränderlichen Sterne einzusteigen, dann bietet Ihnen der Herbsthimmel einen perfekten Start: Algol im Sternbild Perseus gelangt in unseren Breiten hoch über den Horizont und zeigt periodische Helligkeitsschwankungen, die sich schon mit bloßem Auge verfolgen lassen. In Zeitabständen von 2 Tagen, 20 Stunden und 49 Minuten sinkt die Helligkeit dieses Sterns deutlich, von 2,1 auf 3,4 mag. Der Helligkeitsrückgang, das Erreichen des Hauptminimums und der anschließende Anstieg dauern insgesamt rund zehn Stunden. Dabei verändert sich die Helligkeit innerhalb von nur vier Stunden um mehr als eine volle Magnitude. Ein besonderes Training ist nicht erforderlich, um diesen Unterschied zu bemerken. Durch den Vergleich mit ähnlich hellen Nachbarsternen können Sie den Lichtwechsel sogar recht genau dokumentieren, bei aufgehelltem Himmel ...

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Bildquelle: Sterne und Weltraum, Ausgabe 11/2022

Algol am Himmel Der Blick zum Sternbild Perseus lässt heute kaum vermuten, dass ein Dämon namensgebend für den veränderlichen Stern Algol (? Per) gewesen sein soll. Wenngleich der Mythos durch systematische Beobachtungen längst entschlei ert wurde, so ist das Objekt aus der Sicht der modernen Astrophysik nicht weniger faszinierend. Das von Gianni Tumino mit einem 50-Millimeter-Objektiv (f/1,4) aufgenommene Foto vermittelt sogleich eine interessante Anregung: Fotografieren Sie das Sternbild, wenn Algol im Minimum seiner Helligkeit ist.
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... notfalls mit einem kleinen Fernglas (siehe SuW 10/2021, S. 66).

Die Helligkeitsschwankungen müssen für die Menschen früherer Jahrhunderte durchaus erschreckend gewesen sein, denn vor der Zeit der Aufklärung galt ja der Sternhimmel in vielen Kulturen als göttlich, weil er als unveränderlich betrachtet wurde. Da Algol offensichtlich kein göttlicher, sondern ein unsteter Stern ist, musste hier der Teufel im Spiel sein – so die Logik damals. Andererseits ist vorstellbar, dass man im Mittelalter solche Beobachtungen verschwieg, um nicht in das Visier der Inquisition zu geraten: Man konnte sonst selbst bezichtigt werden, mit Luzifer im Bunde zu stehen, was bekanntlich unangenehmste Folgen hatte. Deshalb gibt es leider keine Hinweise darauf, ob der Teufelsbezug auch vom Lichtwechsel inspiriert wurde.

So wird verständlich, warum die erste Beschreibung des schon früher als veränderlich erkannten Sterns Algol bis zum Zeitalter der Aufklärung warten musste: Der italienische Astronom Geminiano Montanari (1633 – 1687) be- schrieb den periodischen Lichtwechsel im Jahr 1670. Den korrekten wissenschaftlichen Erklärungsansatz lieferte der in den Niederlanden geborene englische Astronom John Goodricke (1764 – 1786) im Jahr 1782: Er hatte die Variabilität Algols eingehend studiert, die Periode genau bestimmt und den Lichtwechsel durch gegenseitige partielle Bedeckungen eines hellen Hauptsterns mit einem dunkleren Begleiter gedeutet. Dieses Bild könnte sogar für die Kirche versöhnlich gewesen sein, kam es doch ohne die physische Veränderung eines Sterns aus.

Rund ein Jahrhundert später, im Jahr 1889, bestätigte der Potsdamer Astrophysiker Hermann Carl Vogel (1841 – 1907) diese Vorstellung, indem er periodische Schwankungen der Radialgeschwindigkeit des Hauptsterns unmittelbar nachwies: ein Hin- und Herpendeln des Sterns entlang der Sichtlinie unter dem Einfluss der Schwerkraft des Begleiters. Jegliche Änderungen des Bewegungszustands eines Sterns lassen sich durch Beobachtungen seines Lichtspektrums mit hoher Genauigkeit nachweisen (siehe SuW 10/2022, S. 62).

Der Pulsschlag von Algol

Die Helligkeit des Doppelsternsystems variiert sehr regelmäßig. Ursache ist die gegenseitige Bedeckung der beiden Partner. Im Maximum steht der größere, lichtschwächere Begleitstern (rot) links oder rechts des helleren, kleineren Hauptsterns (gelb), was den Positionen 1 beziehungsweise 3 entspricht. Bedeckt der Begleiter hingegen den Hauptstern (Position 2), ist ein tiefes Hauptminimum erreicht; befindet er sich hinter ihm (Position 4), beobachten wir ein Nebenminimum. Die Zeitachse ist in Dezimalbruchteilen der Periode angegeben. Dem Intervall von 0 bis 1 entspricht eine volle Periode von 2,867 Tagen.

Ein Stern am Limit

Im Algol-System hat sich der Begleiter des Hauptsterns zu einem Riesen entwickelt. Dabei erreicht er das maximale Volumen, das er einnehmen kann, bevor er Materie verliert: das Roche-Volumen, benannt nach dem französischen Astronomen Édouard Albert Roche (1820 – 1883). Diese Grenzfläche wird in der Grafik durch eine durchgezogene Linie angedeutet, für den Hauptstern durch eine gestrichelte Linie. Der Begleiter überschreitet mit seiner Größe den inneren Lagrange-Punkt L1. Hier ist die Materie kräftefrei und kann zum Hauptstern überströmen. Fachsprachlich wird dieser Vorgang als »Roche lobe overflow« bezeichnet.

Ein Lagrange-Punkt wird zum Verhängnis

Dank moderner Beobachtungsmethoden kennen wir heute die Massen, Radien und effektiven Temperaturen beider Sterne – sogar eine nicht sehr leuchtkräftige dritte Komponente wurde im Algol-System gefunden. Sie umläuft den Schwerpunkt des Systems in einem viel größeren Bahnorbit mit einer Umlaufperiode von 680,2 Tagen. Algol ist somit ein hierarchisches Dreifachsternsystem. Am beobachteten Lichtwechsel ist dieser äußere Begleiter jedoch nicht beteiligt. Ungewöhnlich ist vielmehr der lichtschwache innere Begleiter des Hauptsterns, der diesen in regelmäßigen Abständen partiell verfinstert und so den beobachteten Helligkeitsrückgang – das Hauptminimum – verursacht. Wir wissen, dass der Begleiter mit einer Oberflächentemperatur von nur 4500 Kelvin relativ kühl ist und zudem eine geringe Leuchtkraft aufweist. Wird dieser dunkle Begleiter nach einem halben Umlauf vom Hauptstern bedeckt, fällt der dadurch verursachte Helligkeitsrückgang somit recht niedrig aus (siehe »Der Pulsschlag von Algol«).

Mit 3,5 Sonnendurchmessern ist der Begleiter etwas größer als der Hauptstern mit seinen 2,9 Sonnendurchmessern. Dies deutet darauf hin, dass der Begleiter sich weiter als der Hauptstern entwickelt und bereits das Spätstadium eines Riesen erreicht hat. Normalerweise verbraucht in einem Doppelsternsystem der massereichere Partner seinen Brennstoffvorrat schneller als der masseärmere; somit erreicht der massereichere Stern sein Endstadium zuerst. Dementsprechend wäre zu erwarten, dass der größere der beiden Partner im Algol-System auch der massereichere ist – aber nun folgt eine Überraschung: Mit nur 0,8 Sonnenmassen ist der große Begleiter erheblich masseärmer als der 12 500 Kelvin heiße Hauptstern von 3,7 Sonnenmassen! Im Unterschied zu gewöhnlichen Doppelsternsystemen ist hier also das Massenverhältnis umgekehrt, und zwar recht extrem. Wie ist so etwas möglich?

Betrachtet man die Abstände im System näher, dann wird sofort plausibel, was hier geschieht: Die Außenschichten des aufgeblähten kühlen Begleiters reichen an einen kritischen Punkt heran, an dem die Summe aus den Schwer- und Fliehkräften des Doppelsternsystems null ist. Hier kann Materie überströmen, wenn einer der beiden Sterne so groß wird, dass er ein wenig über diesen Punkt hinausreicht (siehe »Ein Stern am Limit«). Inner- halb eines Zweikörpersystems ist dieser Punkt einer von insgesamt fünf Orten, in denen Materie kräftefrei ist: den Lagrange-Punkten L1bis L 5(siehe SuW 6/2022, S. 28). Diese Bezeichnungen erhielten sie zu Ehren des italienisch-französischen Mathematikers und Astronomen Joseph-Louis Lagrange (1736 – 1813), der ihre Lage erstmals theoretisch berechnete.

Des Rätsels Lösung lautet damit wie folgt: Der heutige Begleiter des Hauptsterns von Algol besaß zwar einst die größere Masse und entwickelte sich demgemäß schneller als sein Partner – er kam damit jedoch auch als Erster der beiden Sterne mit dem verhängnisvollen inneren Lagrange-Punkt in Berührung. Fortan verlor der Riese den größeren Teil seiner Masse an den heutigen Hauptstern, der damals noch der masseärmere der beiden war. Der Begleiter wird somit allmählich ausgesaugt, wie ein im Spinnennetz gefangenes Insekt. Aber wiederum ist es nur die menschliche Fantasie, die hierin etwas Teuflisches sieht – denn in Wahrheit folgen diese Prozesse den ehernen Gesetzen der Gravitation, die sich in der Sprache der Mathematik klar formulieren lassen.

Geordnetes System oder Katastrophe?

Es gibt sehr viele Doppelsterne und unter ihnen eine beträchtliche Anzahl von Bedeckungsveränderlichen, die Algol ähneln – die meisten mit Perioden von etwa ein bis zehn Tagen. Zwei weniger helle Exemplare, die dafür aber eindrucksvoll tiefe Minima zeigen, finden sich in den Sternbildern Kepheus und Pfeil (lateinisch: Sagitta): U Cephei (6,75 bis 9,24 mag) mit einer Periode von P = 2,493 Tagen beziehungsweise U Sagittae (6,45 bis 9,28 mag), mit P = 3,381 Tagen.

Die gekoppelte Entwicklungsgeschichte solcher Algol-Systeme ist für die theoretische Astrophysik von großem Interesse: Was passiert eigentlich mit einem angehenden Riesen, wenn ihm ein beträchtlicher Teil seiner Materie abhandenkommt? Wird er kleiner, weil normalerweise masseärmere, beispielsweise sonnenähnliche, Sterne gewöhnlich ebenfalls kleiner sind? Oder verhält er sich wie ein größerer Riese, dessen Hülle sich bei kleinerer Masse wegen der nun geringeren Anziehungskraft ausdehnt? Im ersten Fall, bei noch recht kompakten, nicht zu weit entwickelten Sternen, bleibt der Materieübertrag auf den Partner- stern gut begrenzt. Es wird nur so lange Masse übertragen, bis infolge der sehr langsamen Entwicklung des angehenden Riesensterns dessen Hüllenradius in den beschriebenen inneren Lagrange-Punkt des Systems vordringt. Genau dies ist seit langer Zeit bei Algol passiert; somit sind alle derartigen Systeme relativ langlebig und deshalb mehrfach am Himmel anzutreffen.

Umgekehrt, wenn ein schon deutlich größerer Riese – auf einem weiten Bahnorbit mit einer deutlich längeren Umlaufperiode – auf Grund seiner Entwicklung mit dem inneren Lagrange-Punkt in Konflikt gerät, dann setzt ein katastrophaler Kreislauf ein: Der Materie verlierende Stern wird in diesem Fall noch größer, und dies auf einer sehr kurzen, weil dynamischen Zeitskala. Dadurch wird in immer kürzeren Zeitintervallen zunehmend mehr Materie übertragen, von der aber immer weniger durch den inneren Lagrange-Punkt passt. Deshalb bildet sich in der Folge eine dichte Gashülle um beide Sterne (englisch: common envelope).

Dieser Prozess setzt sich fort, bis der entwickeltere Stern seine äußeren Gasschichten verloren hat und auf seinen heißen Kern abgespeckt worden ist. Das Endprodukt dieses ungebremsten Überlaufs ist vermutlich ein bipolarer Planetarischer Nebel mit einem engen Doppelsternsystem im Zentrum (siehe »Ungebremster Überlauf« und SuW 10/2022, S. 18). Dabei kann letzterer sogar seinen Bahndrehimpuls so weit verlieren, dass sich die beiden Sterne auf Spiralbahnen einander annähern und schließlich miteinander verschmelzen.

Zu schade, dass diese Entwicklungen so schnell vonstattengehen, dass wir keinen derart interessanten Fall in situ studieren können. Nehmen wir also mit den geduldigen Algol-Systemen vorlieb und erfreuen uns am auffälligen Lichtwechsel eines hellen Protagonisten dieser Klasse veränderlicher Sterne.

Algol selbst beobachten

In einer dunklen Nacht können Sie den Helligkeitsrückgang oder -anstieg leicht mit bloßem Auge verfolgen. Die auffälligsten Änderungen finden etwa ein bis vier Stunden vor und nach dem Erreichen des Helligkeitsminimums statt. Die aktuelle Helligkeit Algols lässt sich durch den Vergleich mit benachbarten Sternen schätzen – je nach Phase mit den helleren oder schwächeren Nachbarn (siehe »Im Überblick: Die Minima von Algol«). Unter dem aufgehellten Himmel einer Großstadt hilft ein Fernglas: Stellen Sie das Bild dabei ein wenig unscharf ein, damit die Sterne nicht mehr als Punkte, sondern als kleine kreisförmige Flächen erscheinen. Auf diese Weise wird eine eventuelle Blendung der Augen durch helle Sterne vermieden.

Am genauesten lässt sich die Helligkeit schätzen, indem man Algol auf einer gedachten Stufenskala zwischen je einem helleren und einem schwächeren Vergleichsstern einordnet und dann die Stufen linear in Größenklassendifferenzen umrechnet. Ein Beispiel: Bei gedachten zwölf Stufen zwischen Alpha Persei (α Per, 1,8 mag) und Delta Persei (δ Per, 3,0 mag) entspricht jeder Stufe ein Helligkeitsunterschied von 0,1 mag. Schätzt man nun Algol bei 4 zu 12 Stufen zwischen α und δ, dann ist er also 0,4 mag schwächer als α Per und somit 2,2 mag hell – nahezu seine Maximalhelligkeit. Mit etwas Übung können Sie auf diese Weise sehr bald Algols Helligkeit auf eine zehntel Magnitude genau schätzen und sofort erkennen, wenn ein Minimum vorliegt.

Aber selbst eine anfänglich geringere Genauigkeit von vielleicht 0,2 mag erlaubt einem ungeübten Beobachter, die große Amplitude des Lichtwechsels deutlich zu registrieren. Notieren Sie jeweils die Zeit und die Helligkeit Algols in Abständen von 15 oder 20 Minuten und geben Sie diese Wertepaare in ein Grafikprogramm ein – und da ist sie schon, Ihre erste selbst erstellte Lichtkurve! Wer mehr hierüber erfahren möchte, sollte die Webseiten der Bundesdeutschen Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche e. V. (BAV) unter bav-astro. eu sowie der US-amerikanischen Association of Variable Star Observers (AAVSO) unter besuchen. ■

Klaus-Peter Schröder ist Professor für Astrophysik an der Universität Guanajuato in Zentralmexiko. Als Student beobachtete er über viele Jahre hinweg regelmäßig mit dem eigenen Teleskop; heute sind die stellare und solare Aktivität seine Forschungsschwerpunkte.

Literaturhinweise

Pfau, W.: Sterne in Symbiose. Streifzüge durch das Hertzsprung-Russell-Diagramm, Teil 5. Sterne und Weltraum 12/2008, S. 36–46

Schröder, K.-P.: Algol und Mira: Zwei veränderliche Sterne für das bloße Auge. Sterne und Weltraum 10/2010, S. 60–61

Schröder, K.-P.: Algol, der unstete Dämonenstern. Sterne und Weltraum 10/2010, S. 66

Schwarz, H.: Algol als »arabischer« Sternname. Sterne und Weltraum 3/2003, S. 7

Didaktische Materialien: artikel/1051425