FALLS BETEIGEUZE SEINEN BEGLEITER VERSCHLINGT, BLITZT DER HIMMEL AUF

Beteigeuze, der Rote Überriese an der Schulter des Orion, ist einer der am besten untersuchten Sterne am Himmel; sein Radius beträgt fast das 800-Fache des Sonnenradius. Jahrzehntelang stritten Astronomen darüber, ob er einen Partner verbirgt: Seine Geschwindigkeit entlang unserer Sichtlinie schwankt seltsam, seine Helligkeit hat einen langen Nebenzyklus, und er dreht sich unerwartet schnell.

Neuere Analysen erklären alle drei Auffälligkeiten mit einem massearmen Begleitstern, der innerhalb der ausgedehnten äußeren Atmosphäre von Beteigeuze kreist, etwa einmal alle sechs Jahre, im rund 8,6-fachen Abstand zwischen Erde und Sonne. Inzwischen hat er einen Namen: α Orionis B oder Siwarha, arabisch für „ihr Armreif“. Zwei Teleskope haben ihn wahrscheinlich direkt erspäht, auch wenn die Nachweise noch vorläufig sind und die Massenschätzungen von Modellen abhängen.

Ein Begleiter auf einer langsamen Todesspirale

Diese Umlaufbahn ist nicht stabil. Gezeiten in der riesigen, brodelnden äußeren Hülle von Beteigeuze tauschen Drehimpuls mit der Bahn aus und lassen sie schrumpfen. Gleichzeitig bläht sich der Riese weiter auf. Irgendwann erreicht seine Oberfläche den Begleiter, und der kleinere Stern wird verschluckt. Die darauf folgende Phase nennen Astronomen gemeinsame Hülle (common envelope): zwei Sterne, die sich einen einzigen Gaskörper teilen.

Solches Verschlingen treibt eine bekannte Art von Ausbruch an, die leuchtkräftige rote Nova (luminous red nova). Unsere Galaxis bringt ungefähr eine pro Jahrzehnt hervor, aber die meisten ereignen sich viel weiter entfernt und werden erst nach dem Ausbruch bemerkt. Beteigeuze wäre ein seltener Fall: ein naher, gut vermessener Stern, ertappt vor dem Ereignis.

Naunet Leonhardes-Barboza und Kollegen von der University of California, Santa Cruz, dem Center for Computational Astrophysics des Flatiron Institute in New York und dem Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian ließen Beteigeuze mit Begleitern von 0,7, 1,0 und 2,0 Sonnenmassen – um die unsichere Masse des echten Begleiters abzudecken – bis zum Moment des Verschlingens altern. Je nach Masse tritt dieser Moment in ihren Modellen in 7.262, 5.702 oder 4.293 Jahren ein. Die Autoren verstehen diese Daten nur als Größenordnungen: Wie Gezeiten in einer turbulenten Hülle wirken, ist um das Zehnfache oder mehr unsicher.

In Kernnähe zerrissen

Einmal verschluckt, spiralt der Begleiter immer schneller nach innen und gibt dabei Bahnenergie an das Gas ab, bis die Schwerkraft des Riesen ihn wenige Sonnenradien vom Zentrum entfernt zerreißt. In den beiden leichteren Fällen ist der Begleiter noch ein junger Stern, der seine stabile Hauptphase noch nicht erreicht hat, mit einer aufgeblähten Hülle geringer Dichte; der Begleiter mit 2 Sonnenmassen ist kompakter.

Das Team speiste diese Energie in eindimensionale Simulationen von Gas und Strahlung ein, die den Stern als vollkommen rund behandeln und nur verfolgen, was sich mit dem Abstand vom Zentrum ändert. Insgesamt werden 6,3 bis 13,9 × 10⁴⁸ erg (das Erg ist eine winzige Energieeinheit) tief im Inneren freigesetzt, unterhalb der Basis der brodelnden Wasserstoffhülle des Sterns, in der heißes Gas aufsteigt und wieder absinkt wie in kochendem Wasser – viel zu tief, als dass das Licht sofort entweichen könnte. Stattdessen löst die Energie eine Druckwelle aus, die sich zu einem Stoß aufsteilt und von wenigen Sonnenradien nach außen bis zur Oberfläche läuft, etwa 820 Sonnenradien vom Zentrum entfernt. Im Modell mit 1,0 Sonnenmassen braucht sie dafür rund 28 Tage.

Heller als die Venus, blauer als Sirius

Wenn der Stoß durchbricht, flammt Beteigeuze auf. Das Maximum erreicht 2,4 bis 6,2 × 10⁴¹ erg pro Sekunde – in der Größenordnung des Hundertmillionenfachen der Sonnenleistung (Abbildung 4 zeigt es nahe 10⁸ Sonnenleuchtkräften), etwa das 600- bis 1.600-Fache der heutigen Leuchtkraft von Beteigeuze selbst. Die helle Phase ist kurz: 1,5 bis 2 Tage, gemessen zwischen den Momenten, in denen er mit halber Maximalhelligkeit leuchtet.

Der vorhergesagte Lichtblitz für Begleiter mit 0,7, 1,0 und 2,0 Sonnenmassen, zentriert auf das Maximum. Durchgezogene Linien berücksichtigen Masse und Energie des zerrissenen Begleiters; gestrichelte Linien zählen nur die Energie des Einspiralens. — Abbildung 4, Leonhardes-Barboza et al. (2026), arXiv:2610.31755.

Von der Erde aus gesehen, schreiben die Autoren, wäre der Ausbruch mehrfach heller als die Venus, bliebe aber schwächer als der Vollmond und würde Sirius, den hellsten Stern am heutigen Nachthimmel, weit überstrahlen. Seine Farbe würde sich dramatisch ändern: rot, solange der Stoß noch begraben ist, dann plötzlich blauer als Sirius, wenn heißes Gas die Oberfläche erreicht, und schließlich wieder rötlicher, während sich das ausgeworfene Gas ausdehnt und abkühlt.

Links: Die Beteigeuze-Modelle (farbige Sterne) liegen unter den hellsten und kürzesten frühen Maxima beobachteter roter Novae. Rechts: die vorhergesagte Bahn des Modells mit 1,0 Sonnenmassen am Nachthimmel im Vergleich zu Mond, Venus, Jupiter und hellen Sternen; die Farbskala zählt die Tage ab dem Maximum. — Abbildung 5, Leonhardes-Barboza et al. (2026), arXiv:2610.31755.

Ein Blitz, der sich an sein Opfer erinnert

Je schwerer der Begleiter, desto heller der Blitz: Die Maximalleuchtkraft wächst ungefähr mit der Begleitermasse hoch 0,93, ein Faktor von etwa 2,5 zwischen dem leichtesten und dem schwersten Modell. Die Dauer verändert sich kaum, um etwa 35 %. Der frühe blaue Blitz trägt also eine messbare Erinnerung an den verschluckten Stern.

Auch das Zerreißen des Begleiters spielt eine Rolle. Es fügt Energie hinzu, aber auch Masse zum ausgestoßenen Gas, sodass jedes Gramm weniger Energie bekommt: In den Simulationen senkt seine Berücksichtigung das Maximum leicht im Vergleich zur Energie des Einspiralens allein.

Gas im Umfang von sechs bis elf Sonnen

Die Verschmelzung schleudert außerdem 6,15 bis 11,19 Sonnenmassen wasserstoffreiches Gas mit rund 200 Kilometern pro Sekunde fort – einen großen Teil der Hülle von Beteigeuze. Eine klassische Energiebilanzformel besagt, dass der leichteste Begleiter gar nichts auswerfen dürfte; die Simulation schleudert dennoch über sechs Sonnenmassen hinaus, weil Stöße die äußeren Schichten auf eine Weise anschieben, die eine solche Bilanz übersieht.

Beteigeuze wird voraussichtlich als Supernova enden, wahrscheinlich innerhalb der nächsten 100.000 Jahre. Kommt die Verschmelzung zuerst, würde diese Explosion im Gas stattfinden, das die Verschmelzung zurückgelassen hat.

Eine ältere Narbe, Staub und schiefes Gas

Nicht alle lesen die Vergangenheit von Beteigeuze gleich. Einige Forschende sehen in seiner schnellen Rotation und seiner ungewöhnlichen Oberflächenzusammensetzung Spuren einer früheren Verschmelzung statt Anzeichen eines Begleiters. Wären beide Deutungen richtig, bräuchte Beteigeuze eine komplexere Geschichte, möglicherweise innerhalb eines Systems aus mehreren Sternen; die Autoren bleiben beim Paar Beteigeuze–Siwarha.

Zudem ist das Modell eindimensional, während eine echte Verschmelzung schief und turbulent verläuft, und es lässt das Gas und den Staub außer Acht, die Beteigeuze bereits abgestoßen hat. Zusammenstöße mit diesem Material würden den Blitz verbreitern und sein Maximum dämpfen; die vorhergesagte Helligkeit ist daher eine ungefähre Obergrenze und die Dauern sind Untergrenzen. Dichter Staub könnte den Ausbruch im sichtbaren Licht röter und schwächer machen, sodass er stattdessen im Infraroten leuchtet. Nach einer von den Autoren zitierten früheren Schätzung würde der Staub den Blitz allerdings nur leicht röten, nicht verbergen.