Objekt des Monats
Oktober 2017
der veränderliche Stern RR Lyrae

 
 

Der Name des Sterns lässt erkennen, dass es sich um einen veränderlichen Stern (RR) im Sternbild Leier (Lyra) handelt.   
Der Stern ist der Prototyp für eine Klasse kurzperiodisch veränderlicher Sterne.
RR Lyrae selbst ist mit einer Helligkeit von 7,9 mag recht unscheinbar im Sternbild Leier, dicht an der Grenze zum Sternbild Schwan. Er scheint mit der rund der 50-fachen Leuchtkraft der Sonne in einer Entfernung von 940 Lichtjahren. Da RR Lyrae ein Pulsationsveränderlicher ist, ändert sich der Spektraltyp von A5 nach F7 (d.h. von bläulich nach grünlich). Die Helligkeit schwankt zwischen 7,1 mag im Maximum und 8,2 mag im Minimum mit einer Periode von 13 Stunden und 36 Minuten. Die Minimumshelligkeit von 8,2 mag erlaubt es diesen Veränderlichen, mit etwas Übung, auch mit dem Feldstecher zu beobachtet.

 
  Zum Abschluss der Beschreibung noch einige Helligkeitsmaxima von RR Lyrae im Oktober 2017 und die Lichtkurve:  
 
 
1.10 um 23:20
11.10 um 1:00
15.10 um 0:10
18.10 um 23:30
22.10 um 22:40
28.10 um 1:10
31.10 um 23:20
 
     
   
 

Helligkeit der Vergleichssterne
1: 5,85 mag
2: 7,01 mag
3: 8,63 mag
4: 9,93 mag

 
 

RR Lyrae ist der Namengeber für eine Gruppe von Veränderlicher Sterne. Diese Sterne ändern die Helligkeit durch Schwankung ihres Durchmessers. Deshalb gehören sie zu den Pulsationsveränderlichen Sternen.  Da sie vor allem in Kugelsternhaufen auftreten nennt man sie auch Haufenveränderliche.  
Bei diesen Sternen liegt eine Atmosphäre vor, in der eine Zone existiert, in der He+ zu He++ ionisiert werden kann. Voraussetzung für diese Zone ist, dass Druck und Temperatur diesen Übergang ermöglichen. In dieser Schicht ist die Opazität (Lichtundurchlässigkeit)  von dem Ionisationsgrad des Heliums, der durch Druck und Temperatur bestimmt wird, abhängig.
Liegt Helium hauptsächlich als He+ vor, so kann dies zu He++ ionisiert werden, wobei die Strahlung, die zur Ionisierung führt, absorbiert wird. Die Atmosphäre reagiert mit der aufgenommenen Energie durch Temperaturerhöhung. Dadurch steigt der Druck – die Atmosphäre dehnt sich aus, der Stern wird größer.


Ionisieren
Helium ist ein Element, dessen Kern aus zwei Protonen und zwei Neutronen besteht. Damit das Atom nicht geladen ist hat es zwei negativ geladene Elektronen. Man schreibt He. Ist es einmal positiv geladen, fehlt ihm in seiner Hülle ein Elektron und man schreibt He+. So ein Elektron kann aus verschiedenen Gründen aus der Atomhülle heraus gelöst werden, es wird ionisiert. So zum Beispiel durch hohe Temperatur oder durch hohen Druck.  Durch Strahlung kann ein Elektron aus der Hülle heraus geschlagen werden. Auch durch die Einwirkung eines elektrischen Feldes kann ein Atom ionisiert werden
Wirkt die ionisierende Kraft nicht mehr, setzt die Rekombination ein. Freie Elektronen finden in die Atomhülle zurück.

 
 

Mit zunehmender Ionisierung von He+ zu He++ sinkt die Konzentration an He+, was zu eine geringere Absorption der Strahlung und gleichzeitig eine geringere Energiezufuhr bewirkt. Dadurch kühlt sich die Atmosphäre wieder ab und kontrahiert. 
Bei der Kontraktion überwiegt die Rekombination He++ zu He+. Erst wenn die Konzentration von He+ ausreichend groß ist, kann genügend Strahlung wieder absorbiert werden und He+ zu He++ ionisiert werden. Die dadurch entstehende Temperaturerhöhung führt wieder zu einer neuen Ausdehnung der Atmosphäre des Sterns.

 
 

Opazität
Das Wort bedeutet „Trübung“ oder „Beschattung“. Sie bezeichnet allgemein das Gegenteil von Transparenz, also mangelnde Durchsichtigkeit bzw. mangelnde Durchlässigkeit. In der Astronomie beschreibt die Opazität die Durchlässigkeit eines Gases oder Plasmas (ionisiertes Gas) für Strahlung.

Diese Instabilität, verursacht durch Ionisation- und Rekombinationsvorgänge,  wird auch Kappa-Prozess genannt, da der griechische Buchstabe kappa k für die Opazität steht.
Die Veränderung des Sterndurchmessers bei Pulsationsveränderlichen wird also durch den Kappa-Mechanismus verursacht.

  Bei den RR Lyrae Sternen liegt die Pulsationsperiode unter 1,5 Tagen. Die Helligkeitsamplituden betragen bis zu 2 Magnituden und der Spektraltyp A bis F. Durch Beobachtungen haben Astronomen eine Schwankung des Helligkeitsmaximums beobachtet. (siehe Lichtkurven unten) Entdeckt wurde dieser Effekt von dem russischen Astronomen Sergey Blazhko (1870-1956).  
 

Bei dem Blazhko Effekt sind möglicherweise sind noch andere Schwingungen vorhanden, als die die der Kappa-Effekt verursacht. Diese verschiedenen Schwingungen überlagern sich. Aber erklären kann man den Blazhko Effekt noch nicht.

 

Anhand der Lichtkurve werden drei Untergruppen bei den RR Lyrae Veränderlichen unterschieden:

 
 
  1. RRab: Diese Untergruppe stellt mit einem steilen Anstieg und einer großen Amplitude die Mehrheit der entdeckten RR-Lyrae-Sterne. Die Sterne pulsieren in der Grundschwingung mit einer Periode zwischen 0,3 und 0,9 Tagen. Sie werden auch als RR0-Sterne bezeichnet.
  2. RRc: Der Lichtwechsel ist sinusförmig und die Amplitude übersteigt nicht 0,6 Magnituden. Diese Sterne pulsieren meist in der ersten Oberschwingung mit einer Periode von 0,2 bis 0,5 Tagen. Eine alternative Bezeichnung ist RR1.
  3. RRd: Bei dieser Untergruppe pulsiert der Veränderliche mit zwei oder mehr Perioden vergleichbarer Amplitude.
 
 

Grundschwingung
Die Grundfrequenz einer Schwingung
Oberschwingung
deren Frequenz ein ganzzahliges Vielfaches einer Grundfrequenz ist.

 
 

Entfernungsbestimmung durch RR Lyrae Sterne:    

 
 

Die Periode dieses Typs liegt zwischen 0,2 und 1,2 Tagen. Aus Sternentwicklungsmodellen kann die absolute Helligkeit auf dem Horizontalastes des HRD bestimmt werden. Genauer lässt sich die mittlere, absolute Helligkeit eines RR-Lyrae-Sterns aus einer speziellen Periode-Leuchtkraft-Beziehung ableiten. Aus scheinbarer Helligkeit und der Periode kann die absolute Helligkeit ermittelt werden. Daraus folgt dann die Entfernung.
RR-Lyrae-Sterne dienen der Entfernungsbestimmung von Sternhaufen in der Milchstraße und der Andromedagalaxie.

 
 

Die Periode-Leutkraft-Beziehung einiger Pulsationsveränderlichen Typen:
Anfang des letzten Jahrhunderts (1921) konnte an Hand der Periode-Leutkraft-Beziehung zum ersten Mal die Entfernung zur nächsten Galaxie bestimmt werden.
Grundlage waren aber W Virginis Sterne (eine Untergruppe der delta Cepheiden), die durch ihre große Masse eine erheblich größere Leuchtkraft haben.
Die massereichen Sterne haben ebenfalls eine auf den Kappa Prozess beruhende Pulsation, allerdings liegt sie zwischen 100 und 1000 Tagen.  
Dadurch ist die erste Entfernungsbestimmung vom Andromeda Nebel zu gering ausgefallen. Erst nachdem man den Irrtum aufgedeckt und berichtigt hatte, erhielt man einen Wert von 2,7 Millionen Lichtjahre.