Radioaufnahmen bei sieben Frequenzen zeigen, dass sich die ausgedehnte Atmosphäre von Beteigeuze passend zur Bahn eines kleinen Begleitsterns verformt. Siwarha zieht nach dem Modell durch die dünne Gashülle des Überriesen und beeinflusst dabei das umgebende Material. Zusätzlich haben die Teleskope eine ungewöhnlich kühle Schicht nahe der sichtbaren Sternoberfläche vermessen. Besonders aufschlussreich ist, wann die Atmosphäre ihre Form verändert und welche Spuren der Begleiter dabei hinterlässt.
Messungen bei 22 bis 485 Gigahertz zeigen, dass die radiohelle Atmosphäre von Beteigeuze zu verschiedenen Zeitpunkten unterschiedlich stark gestreckt erscheint. Hinter diesem Wechsel vermutet ein Astronomenteam den nahen Begleitstern Siwarha. Lynn D. Matthews vom MIT Haystack Observatory und ihre Kollegen kombinierten dafür Beobachtungen des Very Large Array mit denen des ALMA-Observatoriums. Die vom National Radio Astronomy Observatory vorgestellte Arbeit umfasst Aufnahmen aus den Jahren 2021 bis 2026 und erschien im Astronomical Journal.
Vom Erdboden aus fällt Beteigeuze als orangefarbener Schulterstern im Sternbild Orion auf, dessen Helligkeit schon mit bloßem Auge verfolgt werden kann. Seine riesige, relativ nahe Sternscheibe ermöglicht es Astronomen, einzelne Bereiche seiner Oberfläche räumlich zu untersuchen. Für Siwarhas Bahn ergibt sich aus den Modellen ein Abstand vom Sternzentrum von ungefähr dem 2,3-Fachen des Radius der sichtbaren Sternoberfläche. Er bewegt sich damit durch Gas, das zum Überriesen gehört, während sein Orbit außerhalb dessen sichtbarer Oberfläche liegt.
Besonders länglich erscheint die Hülle in Messungen nahe dem vorausberechneten größten Abstand beider Sterne am Himmel. Zu anderen Bahnphasen, wenn der Begleiter vor oder hinter dem Hauptstern stehen sollte, fällt ihr Umriss annähernd rund aus. Siwarha selbst bleibt für diese Radiobeobachtungen zu lichtschwach, sodass seine mögliche Wirkung über die Form des umgebenden Gases erschlossen wird. Mit wechselnden Frequenzen erfassen die Antennen unterschiedliche Höhen in der Atmosphäre und können deren Gestalt Schicht für Schicht vergleichen.
Wie deutlich sich der Umriss verändert, lässt sich an den beiden Achsen einer an die Messdaten angepassten Ellipse ablesen. In der länglichsten VLA-Aufnahme war die kurze Achse um 10,4 Prozent kürzer als die lange; später betrug dieser Unterschied im langwelligeren Band nur 1,6 Prozent. Beide Werte beziehen sich jeweils auf die Länge der großen Achse und beschreiben die Form der radiohellen Hülle. Die Auswertung in The Astronomical Journal findet je nach beobachteter Schicht auch unterschiedliche Ausrichtungen dieser Ellipsen. Weitere Messungen über größere Teile der Bahn müssen klären, wie zuverlässig sich dieses Muster wiederholt.
Nahe der sichtbaren Oberfläche stieß ALMA auf einen Bereich mit einer Helligkeitstemperatur von rund 2.200 Kelvin, abgeleitet aus der gemessenen Strahlung. Diese kühle Zone liegt zwischen der Photosphäre, der sichtbaren Sternoberfläche, und der darüberliegenden Chromosphäre. Weiter außen steigt der entsprechende Messwert auf etwa 3.500 Kelvin, bei ungefähr dem 2,7-Fachen des Radius der sichtbaren Sternoberfläche. Das ALMA-Observatorium ordnet den Befund als Bestätigung eines schon zuvor vermuteten Temperaturminimums ein. Mit dem höchsten untersuchten Frequenzbereich gelangte das Team besonders dicht an die sichtbare Oberfläche heran.
Solche Strahlungstemperaturen helfen, das Gasgemisch rund um den Stern genauer zu beschreiben, denn verschiedene Messverfahren reagieren auf unterschiedliche Bestandteile. Im ultravioletten Licht ergeben sich für vergleichbare Höhen höhere Temperaturen als im Radio, was für nebeneinander vorhandene warme und kühle Bereiche spricht. Die neuen Ergebnisse deuten darauf hin, dass kühleres Gas einen großen Anteil des untersuchten Volumens einnimmt. Infrarotbeobachtungen hatten dort bereits eine molekülreiche Hülle nahegelegt, deren Temperatur zu dieser kühlen Zone passt.
Bereits eine andere Untersuchung unter Leitung von Andrea Dupree vom Center for Astrophysics untersuchte fast acht Jahre lang das Licht des Überriesen. Mit dem Weltraumteleskop Hubble und zusätzlichen Bodenteleskopen verfolgte das Team Veränderungen im Spektrum sowie in Geschwindigkeit und Richtung des Gases. Nach dem Vorbeiziehen des Begleiters vor der Sternscheibe treten Signaturen einer dichteren, nachlaufenden Gasregion auf. Dieser Ablauf passt zum langen Helligkeitszyklus von ungefähr 2.100 Tagen, der Astronomen seit Langem beschäftigt. Ein kürzerer Rhythmus wird dagegen mit Pulsationen des Überriesen selbst erklärt.
Besonders nützlich waren dabei die unterschiedlichen Spuren, die Mangan, Eisen, Silizium und Magnesium im empfangenen Sternlicht hinterlassen und die sich getrennt verfolgen lassen. Manganlinien im sichtbaren Spektrum reagieren auf Material vor dem Stern, während mehrere ultraviolette Linien den ausströmenden Anteil des Gases erfassen. Nach der Bedeckung des Begleiters nehmen die entsprechenden Absorptions- und Ausflusssignaturen allmählich wieder ab. Die spektroskopische Untersuchung beschreibt deshalb eine sich ausbreitende Nachlaufspur, vergleichbar mit der gestörten Wasserfläche hinter einem fahrenden Boot. Damit lässt sich die Bewegung des Materials über längere Zeit verfolgen, auch wenn beide Sterne am Himmel eng zusammenstehen.
In Chile gelang Miguel Montargès vom Observatoire de Paris mit dem Instrument SPHERE am Very Large Telescope ein zusätzlicher Blick auf den Begleiter. Die Aufnahmen entstanden im Dezember 2024, als die vorausberechnete Stellung einen besonders günstigen scheinbaren Abstand zum Hauptstern versprach. Nach mehreren Monaten der Datenbearbeitung erschien neben dem Überriesen eine schwache Lichtquelle, die zu dem erwarteten Objekt passt. Montargès berichtete der Europäischen Südsternwarte, er sei beim Anblick der bearbeiteten Bilder von seinem Stuhl aufgesprungen. Eingesetzt wurden Verfahren, die ursprünglich für die Suche nach lichtschwachen Exoplaneten neben hellen Sternen entwickelt worden waren.
Zwei unabhängig arbeitende Auswerteverfahren fanden die Quelle an derselben Stelle und stärkten damit das Vertrauen in den optischen Nachweis. Ihr gemessener Abstand zum Hauptstern betrug rund 52 Millibogensekunden, also einen winzigen Winkel, der äußerst scharfe Aufnahmen und sorgfältige Verarbeitung verlangt. Unter der Annahme eines gemeinsamen Alters leitet das Team für den Begleiter etwa zweieinhalb bis drei Sonnenmassen ab. Diese Schätzung hängt unter anderem davon ab, wie sich seine beobachtete Helligkeit in ein Modell seiner Entwicklung übersetzen lässt. Im untersuchten Farbfilter erreicht sein Licht weniger als ein Tausendstel der Helligkeit des Hauptsterns, wodurch die aufwendige Bildverarbeitung unverzichtbar wird.
Beim auffälligen Helligkeitseinbruch Ende 2019 und Anfang 2020 verlor der Stern zeitweise mehr als zwei Drittel seines sichtbaren Glanzes. Hubble hatte zuvor heißes, dichtes Material registriert, das durch seine Atmosphäre nach außen wanderte und schließlich ausreichend abkühlte, um Staub zu bilden. Dieser Schleier verdeckte einen Teil der leuchtenden Oberfläche und lieferte die Erklärung für die Verdunklung von Beteigeuze. Bodenteleskope konnten dabei verfolgen, wie vor allem die südliche Hälfte der Sternscheibe dunkler wurde.
Nachdem eine große Gasblase den Stern verlassen hatte, reichte nach den damaligen Modellen eine zusätzliche Abkühlung eines Oberflächenbereichs zur raschen Staubbildung aus. Die beteiligten Astronomen kombinierten dafür hochaufgelöste Bilder mit interferometrischen Messungen, bei denen mehrere Teleskope gemeinsam feinere Strukturen erfassen. Solcher Staub aus entwickelten Sternen kann später zum Material gehören, aus dem neue Gesteinsplaneten entstehen. Emily Cannon von der KU Leuven hob diesen Zusammenhang zwischen dem beobachteten Auswurf und den Bausteinen künftiger Planetensysteme hervor. In der aktuellen Radioarbeit erreichen die äußeren Atmosphärenbereiche wieder Werte innerhalb des früher beobachteten Temperaturbereichs.
Große aufsteigende Gasblasen prägen auch die unregelmäßige Oberfläche, die ein weiteres ALMA-Team um den ESO-Astronomen Bill Dent untersucht hat. Besonders auffällig ist ein heller Bereich, der in Aufnahmen auftaucht, zwischen denen sieben Jahre liegen, und damit länger besteht als von Modellen erwartet. Die langlebigen heißen Flecken könnten ebenfalls mit dem nahen Begleiter zusammenhängen, doch diese Verbindung bleibt eine offene Deutung. Solche Strukturen müssen bei der Suche nach Begleitern berücksichtigt werden, weil ein aktiver Überriese selbst ungleichmäßig leuchtet. Das erschwert die Trennung zwischen eigenständigem Sternlicht und wechselnden hellen Bereichen seiner Umgebung.
Für die spätere Entwicklung des Systems stellt sich damit die Frage, wie stark ein Begleiter den fortlaufenden Verlust von Sternmaterial beeinflussen kann. Die Wechselwirkung betrifft auch das Gas, auf das eine künftige Supernova von Beteigeuze treffen würde. Wann der Hauptstern explodiert, lässt sich aus den vorliegenden Messungen seiner Atmosphäre und dem Nachweis des Begleiters bislang nicht vorhersagen. Offen ist außerdem, welche Rolle nahe Begleiter bei anderen Roten Überriesen mit ähnlich langen Helligkeitszyklen spielen.
2027 planen Astronomen nach Angaben der NASA neue Beobachtungen, wenn Siwarha wieder neben Beteigeuze hervortreten soll. Auf der gegenüberliegenden Seite würde sich prüfen lassen, ob die beobachtete Lichtquelle tatsächlich der vorausberechneten Bahn folgt.
The Astronomical Journal, New Spatially Resolved Observations of Betelgeuse from the VLA and ALMA: Evidence for Atmospheric Perturbations from a Close Companion; doi:10.3847/1538-3881/ae953d
The Astrophysical Journal, Betelgeuse: Detection of the Expanding Wake of the Companion Star; doi:10.3847/1538-4357/ae2ed5
Astronomy & Astrophysics, VLT/SPHERE images of the candidate companion of Betelgeuse; doi:10.1051/0004-6361/202661023
Mit KI-Unterstützung erstellt
Wählen Sie Forschung und Wissen bei Google als bevorzugte Quelle oder folgen Sie uns per RSS-Feed.
