Ein Meilenstein für die Erforschung des geheimnisvollen Bedeckungsveränderlichen wie für die Technik der abbildenden Interferometrie gleichermaßen: Mit CHARA aus sechs 1m-Teleskopen auf dem Mount Wilson bei Los Angeles ist es Ende 2009 gelungen, den Eintritt der großen Staubscheibe um den unsichtbaren Begleiter vor die Scheibe der hellen Komponente von Epsilon Aurigae abzubilden – in Form echter zweidimensionaler Nah-IR-Bilder mit 1/2000 Bogensekunde Auflösung.
![Echte Bilder der beginnenden Verfinsterung des Hauptsterns im Doppelsternsystem Epsilon Aurigae im nahinfraroten H-Band. Die Aufnahmen wurden mit dem CHARA-Interferometer auf dem Mt. Wilson in Kalifornien erzeugt: Links ein Vergleichsbild vor dem Beginn, daneben zwei Phasen der fortschreitenden Verfinsterung. [John D. Monnier, University of Michigan]](https://abenteuer-astronomie.de/wp-content/uploads/2016/01/2-03_epsAur.jpg)
Dazu wurde das Licht von jeweils vier der Teleskope, die Basislinien von 34m bis 331m aufspannen, in den Michigan Infra-Red Combiner geschickt, und aus der Gesamtheit der Interferenzmuster entstanden mit standardisierter Software deutliche Bilder des Sternsystems von Anfang November und Anfang Dezember 2009. Oft müssen eine Menge Annahmen in die interferometrische Bildrekonstruktion gesteckt werden, und die Interpretation ist schwierig – hier nicht: Unverkennbar schiebt sich eine schmale dunkle Ellipse von 12,2 × 1,2 Millibogensekunden vor das 2,3 Millibogensekunden große Scheibchen des leuchtenden F-Sterns. Allein aus diesen zwei Bildern lässt sich eine Menge lernen: Wenn die Hipparcos-Distanz von Epsilon Aurigae von 625 Parsec stimmt, dann bewegt sich die Staubscheibe mit etwa 25km/s relativ zum F-Stern bzw. mit 10km/s relativ zum gemeinsamen Massenzentrum.
Daraus wieder folgt, dass der unsichtbare – aber UV-Licht emittierende – Begleiter im Inneren der Scheibe rund doppelt so massereich wie der F-Stern ist. All dies passt zu dem im Januar vorgestellten neuen Modell von Epsilon Aurigae mit einem ungewöhnlich massearmen F-Stern von nur 2 bis 3 Sonnenmassen und einem B-Stern mit 6 Sonnenmassen. Die Masse der Scheibe um diesen Stern ist dagegen zu vernachlässigen. Noch sind manche Fragen über Epsilon Aurigae offen, insbesondere zur Vorgeschichte dieses exotischen Systems, und die Anhänger eines wesentlich massereicheren jungen F-Sterns von 10 bis 20 Sonnenmassen (der dann von einem exotischen Protostern umkreist wird) geben noch nicht auf. So behält auch die weitere Verfolgung der aktuellen Sternfinsternis ihren Wert, deren Mitte im Juli oder August erreicht wird: Dann wird man z.B. lernen, ob die Scheibe in der Mitte ein Loch hat.
Daniel Fischer
Kommentar hinterlassen