Ein Stern, sein Begleiter, und der Nebel in dem beide stecken

Unsere Sonne sendet einen kontinuierlichen Strom von Teilchen aus - den Sonnenwind. Etwa eine Million Tonnen ihrer Masse verliert sie dadurch pro Sekunde. Verglichen mit dem Reservoir aus dem sie schöpfen kann, ist das aber herzlich wenig, innerhalb einer Milliarde Jahre summiert sich das derzeit auf gerade mal ein Dreihundertausendstel ihrer Gesamtmasse. Als die Sonne nur wenige Millionen Jahre alt war, sah das anders aus, so junge Sterne - sogenannte T Tauri Sterne - haben recht starke Sternwinde. Und auch wenn die Sonne sich in einigen Milliarden Jahren dem Ende ihres Lebens nähert, wird die Massenverlustrate durch Sternwinde stark zunehmen. Dieser Wind wird schließlich einen Planetarischen Nebel um die sterbende Sonne formen.

Andere Sterne zeigen Zeit ihres Lebens sehr starke Sternwinde. Besonders bei den massereichen blauen O- und B-Sternen liegen die Massenverlustraten bei teilweise sehr hohen Werten: Bis zu einer Tausendstel Sonnenmasse können solche Sterne pro Jahr durch Winde verlieren, das bedeutet, daß sie in (astronomisch gesehen) ziemlich kurzer Zeit einen signifikanten Teil ihrer Masse verlieren und durch ihre Winde an das Weltall abgeben. Die Wind-Partikel umgeben den Stern als dichte Hülle, und der Stern wiederum bringt die Hülle durch seine Strahlung zum Leuchten.

Echtfarbenbild des B[e]-Sterns HD 87643 und seiner Umgebung, aufgenommen mit dem Wide Field Imager am MPG/ESO 2.2m-Teleskop auf La Silla. Image credit: ESO/F. Millour et al.

So auch der B[e]-Stern HD 87643. Ein B[e]-Stern ist ein heißer blauer B-Stern, der zusätzlich Emissionslinien in seinem Spektrum zeigt. Die Emissionslinien werden beim Abströmen der Winde erzeugt. Die Teilchen seines Sternwindes umhüllen HD 87643 wie eine dichte Atmosphäre und ergeben so einen ansehnlichen Nebel um den Stern.

Um der Entstehung der Struktur des Nebels auf die Spur zu kommen, hat ein Team französischer Astronomen HD 87643 mit der adaptiven Optik NACO am Very Large Telescope der ESO ins Visier genommen. Zusätzliche interferometrische Beobachtungen mit dem VLTI-Instrument AMBER haben dann einen Begleiter in einer Entfernung von ca. 50 astronomischen Einheiten (also 50x die Entfernung Erde-Sonne) von dem Hauptstern ausmachen können. Die Umlaufbahn des Begleitsterns ist stark elliptisch, seine Umlaufszeit beträgt 20 bis 50 Jahre. Immer wenn der Begleiter besonders nahe an HD 87643 herankommt, regt er dadurch den Massenverlust zusätzlich an. Die Sternwind-"Blasen", die dadurch entstehen, werden später wie Zwiebelschalen sichtbar.