VY Ursae Majoris (VY UMa) ist ein klassischer Kohlenstoffstern und gehört zu den faszinierendsten Objekten für die Amateur-Spektroskopie. Bereits mit einem Star Analyser lassen sich die charakteristischen Merkmale dieser seltenen Sternklasse eindrucksvoll nachweisen.

Was ist ein Kohlenstoffstern?
Kohlenstoffsterne sind hochentwickelte Riesensterne auf dem sogenannten asymptotischen Riesenast (AGB, Asymptotic Giant Branch). In ihrem Inneren werden durch Kernfusionsprozesse große Mengen Kohlenstoff erzeugt und durch Konvektionsvorgänge an die Oberfläche transportiert.

Normalerweise überwiegt in Sternatmosphären Sauerstoff gegenüber Kohlenstoff. Bei Kohlenstoffsternen ist das Verhältnis jedoch umgekehrt: Es befindet sich mehr Kohlenstoff als Sauerstoff in der Atmosphäre (C/O > 1).

Dieser scheinbar kleine Unterschied hat enorme Auswirkungen auf das Spektrum:

Sauerstoff bindet nahezu den gesamten verfügbaren Kohlenstoff zu CO-Molekülen.
Bleibt anschließend Kohlenstoff übrig, können sich weitere kohlenstoffreiche Moleküle bilden.
Diese Moleküle prägen das Erscheinungsbild des Spektrums wesentlich stärker als die klassischen atomaren Absorptionslinien.
 
Das Spektrum von VY UMa
Im Spektrum von VY UMa fallen zunächst die breiten, tiefen Molekülbänder auf, welche große Teile des Kontinuums absorbieren.

Besonders charakteristisch sind die sogenannten Swan-Bänder des C₂-Moleküls (molekularer Kohlenstoff). 

Daneben treten häufig auch Bänder des Moleküls CN (Cyanogen) auf, die besonders im roten Spektralbereich sichtbar werden.

Die zahlreichen Molekülbänder überlagern sich teilweise und erzeugen das typische „gezackte“ Erscheinungsbild, das Kohlenstoffsterne bereits auf den ersten Blick identifizierbar macht.

C₂ (molekularer Kohlenstoff):
C₂ besteht aus zwei Kohlenstoffatomen und erzeugt die markanten Swan-Bänder, die für Kohlenstoffsterne typisch sind. Diese Bänder sind meist „degraded to the violet“, also mit einer scharfen Kante auf der roten Seite und einem Auslaufen in Richtung Blau/Violett.

CN (Cyanogen):
CN besteht aus einem Kohlenstoff- und einem Stickstoffatom und erzeugt zahlreiche Absorptionsbänder, besonders im roten Spektralbereich. Viele CN-Bänder sind „degraded to the red“, besitzen also eine scharfe Kante auf der blauen Seite und laufen in Richtung Rot aus.

Diese Bandkopfformen gehören zu den wichtigsten Identifikationsmerkmalen molekularer Spektren.Weitere Besonderheiten von Kohlenstoffsternen
Kohlenstoffsterne verlieren Materie mit hohen Raten an ihre Umgebung. Durch Sternwinde wird kohlenstoffreiches Material in den interstellaren Raum abgegeben.

In den ausgestoßenen Gashüllen können sich bilden:

Kohlenstoffstaub
Graphitpartikel
Komplexe organische Moleküle
Polyzyklische aromatische Kohlenwasserstoffe (PAHs)
Kohlenstoffsterne tragen damit wesentlich zur chemischen Anreicherung unserer Galaxie bei und liefern einen Teil des Materials, aus dem spätere Stern- und Planetensysteme entstehen.

Während M-Sterne vor allem durch TiO-Banden geprägt werden, dominieren bei Kohlenstoffsternen Moleküle wie C₂ und CN.

VY Ursae Majoris ist damit ein hervorragendes Beispiel dafür, wie sich die späten Entwicklungsstadien eines Sterns direkt im Spektrum ablesen lassen. Die charakteristischen Kohlenstoff-Molekülbänder machen ihn zu einem der spektakulärsten und zugleich am einfachsten erkennbaren Vertreter seiner Klasse.