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Sheliak, auch Beta Lyrae, ist einer der auffälligeren Sterne im Sternbild Leier. Mit bloßem Auge erscheint er wie ein einzelner Stern, tatsächlich handelt es sich aber um ein Mehrfachsystem. Die Hauptkomponente Beta Lyrae A ist dabei selbst ein enges, wechselwirkendes Doppelsternsystem. In unmittelbarer Umgebung stehen weitere Begleiter, darunter die hier ebenfalls gezeigte Komponente Beta Lyrae B.
Die Entfernung des Systems liegt bei ungefähr 900 bis 1.000 Lichtjahren. Für die hellere B-Komponente findet man Gaia-Parallaxen, die ebenfalls zu einer Entfernung von grob rund 900 Lichtjahren passen.
Gerade diese Kombination macht Sheliak interessant: Im Foto sieht man ein schönes Sternfeld mit zwei hellen bläulich-weißen Sternen, spektroskopisch zeigt sich aber, dass sich hinter einem dieser Sterne und seinem Licht ein dynamisches und physikalisch sehr komplexes System verbirgt.
Sheliak A – ein veränderlicher Stern mit Massentransfer
Die Hauptkomponente Sheliak A ist der bekannte Veränderliche Beta Lyrae. Das System besteht aus zwei sehr eng umeinander kreisenden Sternen mit einer Umlaufperiode von etwa 12,94 Tagen. Der Hauptstern vom Spektraltyp B6 bis B8 II hat 3 bis 4 Sonnenmassen, der Begleiter vom Spektraltyp B0.5V sogar ca. 13 Sonnenmassen. Da wir die Bahnebene fast von der Seite sehen, kommt es regelmäßig zu gegenseitigen Bedeckungen. Dadurch verändert sich die Helligkeit des Systems periodisch zwischen etwa 3,3 und 4,4 mag. Beta Lyrae ist damit der Prototyp der sogenannten Beta-Lyrae-Veränderlichen.
Physikalisch ist Sheliak A besonders spannend, weil die beiden Sterne nicht mehr unabhängig voneinander existieren. Eine Komponente hat sich im Laufe ihrer Entwicklung ausgedehnt und gibt Materie an den Begleiter ab. Dieser Begleiter ist von einer Akkretionsscheibe umgeben. Man sieht also nicht nur zwei Sterne, sondern ein System aus Sternen, Gasströmen, Scheibenmaterial und ausgedehnten Emissionsregionen.
Im Spektrum von Sheliak A erkennt man deshalb neben Absorptionslinien auch deutliche Emissionslinien. Besonders auffällig ist die Hα-Emission bei 656,3 nm. Zusätzlich treten Linien von neutralem Helium auf. Diese Emissionen stammen nicht einfach aus der normalen Photosphäre eines einzelnen Sterns. Sie entstehen in der heißen, angeregten Materie des Systems. Modelle des Systems beschreiben die Emission unter anderem durch eine ausgedehnte Scheibenatmosphäre, eine Hülle und schnelle, jetartige Strukturen.
Damit ist Sheliak A ein hervorragendes Beispiel dafür, dass ein Sternspektrum nicht nur die Temperatur eines Sterns zeigt, sondern auch seine Umgebung. Die Emissionslinien sind ein direkter Hinweis auf aktiven Massentransfer und zirkumstellare Materie.
Sheliak B – der ruhigere Begleiter im selben Sternfeld
Die zweite im Bild gezeigte Komponente, Sheliak B, ist deutlich schwächer als Sheliak A. Sie steht visuell etwa 46 Bogensekunden von der Hauptkomponente entfernt und wird als heißer B7V-Stern beschrieben. Mit einer Helligkeit von etwa 7,1 mag ist sie nicht mit bloßem Auge sichtbar, aber bereits in kleineren Teleskopen oder auf Fotos gut erfassbar.
Das Spektrum von Sheliak B ist im Vergleich zu Sheliak A wesentlich ruhiger. Es zeigt den Charakter eines heißen blauen B-Sterns mit einem stark im blauen Bereich betonten Kontinuum und Absorptionslinien, insbesondere der Wasserstoff-Balmer-Serie. Auffällige Emissionslinien wie bei Sheliak A existieren hier nicht. Gerade dieser Kontrast ist reizvoll: Beide Sterne stehen im selben Bildfeld, aber ihre Spektren erzählen völlig unterschiedliche Geschichten.
Während Sheliak A ein enges, wechselwirkendes System mit Massentransfer und Akkretionsscheibe ist, zeigt Sheliak B viel eher das Erscheinungsbild eines heißen, normalen B-Sterns. Ob alle im weiteren Feld katalogisierten Komponenten tatsächlich gravitativ eng gebunden sind, ist nicht für jede Komponente gleich sicher. Für Beta Lyrae A, B und F wird eine gemeinsame Zugehörigkeit zu einer Sternengruppe diskutiert, während andere schwächere Komponenten eher zufällig in derselben Sichtlinie stehen können. Gaia-Daten zeigen außerdem eine größere Gruppe von Sternen mit ähnlicher Entfernung und Eigenbewegung um Beta Lyrae, die als Gaia 8 beschrieben wurde.
Historische Bedeutung
Beta Lyrae gehört zu den klassischen Veränderlichen der Astronomiegeschichte. Die Veränderlichkeit wurde bereits 1784 von John Goodricke entdeckt. Goodricke erkannte, dass die Helligkeit von Beta Lyrae regelmäßig schwankt. Später zeigte sich, dass diese Schwankungen durch ein bedeckungsveränderliches Doppelsternsystem verursacht werden. Im Jahr 1894 wurde Beta Lyrae als spektroskopischer Doppelstern identifiziert.
Damit steht Beta Lyrae historisch in einer Reihe mit Objekten wie Algol und Delta Cephei: Sterne, deren Helligkeitsänderungen wesentlich zum Verständnis veränderlicher Sterne beigetragen haben. Heute ist Beta Lyrae nicht nur ein Lehrbuchbeispiel für Bedeckungsveränderliche, sondern auch ein wichtiges Objekt zur Untersuchung von Massentransfer, Akkretionsscheiben und der Entwicklung enger Doppelsternsysteme.
In der Doppelsternliteratur erscheint Sheliak auch unter der Bezeichnung STFA 39 beziehungsweise im Washington Double Star Catalog als WDS 18501+3322. Damit ist nicht nur das enge, spektroskopisch aktive System Beta Lyrae A gemeint, sondern die visuell trennbare Mehrfachsternumgebung um Beta Lyrae. Die im Bild gezeigten Komponenten A und B bilden daher zugleich ein klassisches visuelles Doppelsternobjekt: Im Teleskop bzw. auf der Aufnahme lassen sich die helle veränderliche Hauptkomponente und der schwächere Begleiter getrennt erkennen, während das Spektrum von Sheliak A die wesentlich komplexere physikalische Natur des inneren Systems verrät.
Einordnung der Aufnahme
Die hier gezeigte Bildkombination verbindet zwei Beobachtungsebenen. Das Hintergrundbild zeigt Sheliak als hellen Stern in einem dichten Sternfeld der Leier. Die eingeblendeten Spektren zeigen dagegen die physikalischen Unterschiede zwischen den Komponenten.
Bei Sheliak A fällt das Spektrum durch die Emissionslinien auf. Besonders Hα und Heliumlinien weisen auf heißes Gas im wechselwirkenden System hin. Das Spektrum wurde etwa auf halbem Weg zwischen Hauptminimum und Nebenminimum des veränderlichen Doppelsternsystems aufgenommen. Bei Sheliak B dominiert dagegen ein typisches heißes B-Stern-Spektrum mit Absorptionslinien und ohne vergleichbar ausgeprägte Emissionsstruktur.
Gerade dadurch wird Sheliak zu einem sehr schönen spektroskopischen Objekt: Im direkten Bild sieht man nur Sterne. Im Spektrum erkennt man, dass einer dieser Sterne in Wirklichkeit ein aktives, massentransferierendes Doppelsternsystem mit Akkretionsscheibe ist. Das Licht verrät hier also nicht nur, wie heiß ein Stern ist, sondern auch, was zwischen den Sternen passiert.
Die Daten:
Bild:
SW 150/750mm auf EQ5
Asi485MC mit Astronomik L2 UV/IR Cut
5x60s Lightframes
Mit Darks und Flats korrigiert
Gestacked mit Sharpcap
Bearbeitet mit Gimp und Darktable
Spektren:
Lacerta 80/500mm auf Juwei-14
Asi678MM mit Star Analyser 100
Aufgenommen und bearbeitet mit RSpec
Gleichzeitig möchte ich auch noch kurz Teasern: Sternbild Leier
Hier hab ich zeitgleich meine Artikel über die Leier mit Links zu allen meinen Auswertungen veröffentlicht.
Ich hoffe euch gefällts und ich wünsche euch ein wunderschönes Wochenende
All the best,
Philipp
