Verblüffend variabel: Astronomen ist es erstmals gelungen, die Helligkeitsschwankungen des Siebengestirns genauer zu beobachten. Dabei zeigte sich, dass sechs der sieben hellsten Sterne in den Plejaden erstaunlich unterschiedlich pulsieren: Einige oszillieren sehr schnell, andere zeigen eher langsame Pulse. Besonders überraschend war der Stern Maia: Er gehört gar nicht in die ursprünglich eigens für ihn geschaffene Klasse der veränderlichen Sterne.
Das Siebengestirn galt wahrscheinlich schon in der Steinzeit als wichtiger Kalender-Anzeiger am Himmel. Denn der Aufgang dieses offenen Sternhaufens im Sternbild Stier markierte vor Jahrtausenden den Frühlingsbeginn. Auch auf der bronzezeitlichen Himmelsscheibe von Nebra könnte die Plejaden dargestellt sein. Heute weiß man, dass die Plejaden mehr als 1.000 Sterne umfassen, doch mit bloßem Auge sichtbar sind nur die sieben hellsten.
Kepler-Teleskop kartiert Plejaden
Dieses Siebengestirn hat eine Besonderheit: Fast alle seine Sterne gehören zu den veränderlichen Sternen der B-Klasse. Ihre Helligkeit schwankt. Doch die genaue Frequenz und Amplitude ließ sich bisher nur schwer ermitteln, weil die Sterne so hell sind, dass sie die meisten sensiblen Teleskop-Optiken schlicht überstrahlen.
Eine Lösung dafür haben nun Tim White von der Universität Aarhus und sein Team gefunden. Sie visierten die Plejaden mit dem Kepler-Weltraumteleskop an und werteten nicht die übersättigten Pixel des Bildsensors, sondern die Veränderungen der unmittelbar benachbarten Pixel aus. „Dadurch können wir die relativen Veränderungen der Helligkeit dieser Sterne erfassen“, erklärt White. Er und seine Kollegen tauften ihre neue Methode Halo-Photometrie.
Große Unterschiede
Die Beobachtungen enthüllten überraschend große Unterschiede zwischen den sieben Plejadensternen: „Obwohl diese Sterne vom selben Haufen sind und daher ein ähnliches Alter und eine ähnliche Zusammensetzung haben, zeige sie eine große Spannbreite der Variabilität, sowohl in Bezug auf die Amplitude als auch auf die Frequenz ihrer Pulse“, so die Astronomen.
So oszillieren Merope, Pleione und Atlas sehr schnell, und mit relativ hoher Amplitude. Alcyone, Electra und Taygeta pulsieren etwas langsamer, aber auch unregelmäßiger. Ein Teil dieser Unterschiede lässt sich aus den Eigenschaften der Sterne erklären: Vier von ihnen rotieren sehr schnell und tragen daher Ringe aus ausgeschleudertem Material um ihre Äquatorregion. Von Atlas, Pleione und Taygeta weiß man, dass sie Teil von Mehrfachsystemen sind.
Maia ist gar kein Maia-Veränderlicher
Eine besondere Überraschung aber bot Maia, der vierhellste Stern der Plejaden. Bereits vor einigen Jahrzehnten glaubten Astronomen bei diesem Stern, Indizien für ein schnelles Pulsieren mit einer Periode von rund zwei Stunden zu erkennen. Weil die Sternenmerkmale zu keiner bekannten Art der Veränderlichen passten, schuf man eigens eine eigene Klasse: die Maia-Veränderlichen. Auch einige andere Sterne schienen zu dieser neuen Klasse zu gehören.
Doch die neuen Daten enthüllen nun, dass ausgerechnet Maia selbst gar nicht in diese Klasse gehört. „Maia ist zwar ein veränderlicher Stern, aber sie ist keine Maia-Variable“, betonen White und seine Kollegen. Denn Maias Helligkeit schwankt sehr regelmäßig in einer Periode von zehn Tagen – und damit viel langsamer als bisher gedacht.
Gigantischer Sternenfleck als Ursache
Und noch etwas enthüllten die Beobachtungen: „Maias Helligkeitsschwankungen gehen Hand in Hand mit Veränderungen in der Manganabsorption auf der Sternenoberfläche“, berichtet Whites Kollegin Victoria Antoci. „Wir schließen daraus, dass die Variationen durch einen großen chemischen Fleck auf der Oberfläche des Sterns verursacht werden.“
Durch die Rotation des Sterns erscheint dieser dunkle Sternenfleck regelmäßig alle zehn Tage im Sichtfeld der Teleskope und verändert Maias Helligkeit. Weil damit Maia definitiv nicht zu den „Maia-Veränderlichen“ mit Helligkeitsschwankungen im Stundenbereich gehört, plädieren die Astronomen dafür, diese ganze Klasse künftig umzubenennen. „Sonst sorgt dies zunehmend für Verwirrung“, so White und seine Kollegen. (Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2017; doi: 10.1093/mnras/stx1050)
(Royal Astronomical Society (RAS), 28.08.2017 – NPO)
