Veränderliche

 
 

Veränderliche Sterne sind dadurch ausgezeichnet, dass ihre beobachtete Helligkeit variiert.
Es gibt 3 Grundtypen von veränderlichen Sternen, diese sind auch durch die Ursache der Helligkeitsschwankung unterschieden

  1. Bedeckungsveränderliche

die Sterne selbst leuchten stabil
der Lichtwechsel wird durch gegenseitige Bedeckung hervorgerufen

    1. Algolsterne
      1. Beta Lyrae
      2. W Ursae Majoris
    2. RS Canum Venaticorum
  1. Pulsationsveränderliche

die Energieerzeugung im Innern ist konstant
die Hülle ändert ihre Ausdehnung periodisch

    1. W Virginis
    2. Beta Cephei
    3. Delta Scuti
    4. RR Lyrae
    5. Delta Cephei
    6. Alpha Cygni
    7. Mira Sterne
  1. Erruptive Veränderliche

die Energieerzeugung des Sterns weist Instabilitäten auf

  1. T Tauri Sterne
  2. R Coronae Borealis
  3. Kataklysmische Veränderliche
  4. Flare Sterne
    1. UV Ceti  
  5. Novae
  6. Supernovae
     
 
 

1 Bedeckungsveränderliche

Sie sind wichtig zur Bestimmung von Zustandsgrößen der Sterne (wie Radius, Masse).
Ist die Bahnneigung bei einem engen Doppelstern nahe 90°, d.h. liegt die Bahnebene so im Raum, dass man von der Erde aus fast in deren Richtung sieht, können sich die Komponenten während ihres Umlaufs gegenseitig bedecken. In einigen Fällen beträgt bei diesen Bedeckungsveränderlichen die Bahnneigung sogar nur 60°, meist liegt sie aber über 75°.

 
 
 

1.1 Algolsterne

Namensgeber dieser Gruppe ist beta Persei (Algol)
Maximum Helligkeit 2,12 mag
Minimum Helligkeit 3,39 mag
Periode von 2,87 Tagen (2 Tage, 20 Stunden, 48 Minuten und 56 Sekunden)

Folgende Untergruppen sind bekannt und unterscheiden sich hauptsächlich durch die Länge der Helligkeitsperiode.
Nähere Beschreibung siehe Doppelsterne.

 
 
 

1.1.1 beta-Lyrae-Sterne

Zwei ellipsoidische Sterne ungleicher Größe umkreisen sich. Die Periode liegt oberhalb 1 Tag.

1.1.2 W Ursae Majoris-Sterne

Zwei elliosoidisch Sterne fast gleicher Größe umkreisen sich. Die Periode liegt unterhalb 1 Tag.

 
 
 

1.2 RS Canum Venaticorum

Sie sind eine Klasse von getrennten Doppelsternen, bestehend aus massereicheren primären Riesen oder Unterriesen mit dem Spektraltyp G-K und einem Begleiter, der ein Unterriese oder Hauptreihenstern mit einem G bis M ist. RS-CVn-Sterne zeigen außerhalb eines möglichen Bedeckungslichtwechsels eine Modulation der Lichtkurve mit einer Amplitude von bis 0,6 mag, die als eine Rotation von Sternflecken auf der Oberfläche der Sterne interpretiert wird. Die ausgeprägte magnetische Aktivität dieser Sterne zeigt sich durch eine heiße Korona im Bereich der Röntgenstrahlung sowie die Beobachtungen von Flares.

 
 

2 Pulsationsveränderliche

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 dieserSchicht 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.
Durch die größere Oberfläche kühlt die Atmosphäre wieder ab. Die Abkühlung führt gleichzeitig zu einer Kontraktion des Sterns, die dann erst wieder gestoppt wird wenn das rekombinierte He+ in der sich erhitztenden Schicht wieder durch Absorbtion zu He++ ionisiert wird. Diese Instabilität, verursacht durch Ionisation- und Rekombinationsvorgäne,  wird auch Kappa-Prozess genannt, da der griech Buchstabe kappa k für die Opazität steht.

 
 
 

2.1 W Virginis-Sterne:

Es sind kurzperiodischen Helligkeitsschwankungen (zwischen 3 und 20 min) und geringer Amplitude (maximal 0,3 mag). Sie gehören der Population II an und liegen folglich außerhalb der galaktischen Ebene.

 

2.2 Beta Cephei Sterne:

deren Helligkeit in erster Näherung sinusförmig mit einer Amplitude von bis zu 0,2 Magnituden bei einer Periode zwischen 3 und 7 Stunden schwankt.
Bei den Beta-Cephei-Sternen werden die Schwingungen der Sternatmosphäre vom Kappa-Mechanismus angeregt.
Grundlage: Im Allgemeinen herrscht in einem Stern ein Kräftegleichgewicht. Das heißt, der Gravitationskraft, die den Stern zu kontrahieren versucht, wirkt der  Strahlungsdruck, der durch die Kernfusion im Inneren entsteht, entgegen. Schwingungen des Sternradius entstehen durch ein Ungleichgewicht dieser Kräfte.
Der Energietransport erfolgt durch zwei Mechanismen: Konvektion und Strahlung. Die Strahlung ist von der Opazität (griechischer Buchstabe Kappa) des Mediums abhängig.
Bei den Beta-Cephei-Sternen ist es die Ionisationszone des Eisens und nicht des Wasserstoffs wie bei den meisten anderen pulsierenden veränderlichen Sternen. Dabei ist die Rückstellkraft der Schwingungen sowohl die Gravitation als auch der Druck.

 

2.3 Delta-Scuti-Sterne:

Sie haben die Spektralklassen A2 bis F8 und der Leuchtkraftklassen III bis V der Population I. Die Perioden liegen unterhalb von 0,3 Tagen und die Amplituden erreichen bis zu 0,8 Größenklassen, wobei meistens nur 0,02 mag erreicht werden

 

2.4 RR Lyrae-Sterne

Die Veränderung des Sterndurchmessers bei Pulsationsveränderlichen wird durch den Kappa-Mechanismus verursacht. Siehe oben
Die Periode liegt unter 1,5 Tagen. Da sie vor allem in Kugelsternhaufen auftreten nennt man sie auch Haufenveränderliche. Auch sie gehören damit der Population II an.
Der Blazhko Effekt  (Sergey Blazhko 1870-1956) verursacht, dass die Helligkeiten von Maximum und Minimum bei RR Lyrae Sternen periodisch schwanken. 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.
(aus dem Podcast Sterngeschichten Folge 64 + 144 +149)

 
 
 

2.5 Delta Cephei-Sterne

Es handelt sich um Überriesen der Spektralklassen F bis K mit Perioden zwischen etwa 1 und 53 Tagen. Sie sind nicht sehr häufig (706 Sterne). Die Amplitude der Helligkeitsschwankung liegt bei 0,4mag bis 1,7mag, was einer Helligkeitsschwankung um den Faktor 1,4 bis 4,8 entspricht.
Die Änderung des Radius beträgt dabei 4 - 20 %, was aus periodischen Schwankungen der Radialgeschwindigkeit abgeleitet werden kann. (Dopplereffekt)

 
 
  Charakteristische Helligkeitsschwankungen von Delta Cephei.
 
 
  Delta Cephei-Sterne kommen in der Scheibe der Milchstraße vor und gehören damit zur Population I.
Sie haben eine große Bedeutung bei der Entfernungsbestimmung. Objekt des Monats
 
 
 

2.6 Alpha Cygni Sterne:

mit Perioden zwischen 10 und 100 Tagen. Sie sind Überriesen des Spektralklassentyps spätem B oder A. Die Amplitude der Helligkeitsschwankungen liegt im Bereich von 0,01 bis 0,1 mag und ist bei jedem intensiv beobachteten Alpha-Cygni-Stern multiperiodisch. Die Periodenwerte sind für radiale Pulsationen zu lang. Die Helligkeitsänderungen gehen mit einer Veränderung im Muster der Absorptionslinien einher.

 
 
 

2.7 Mira-Sterne

Die nach Mira im Walfisch benannten pulsierend veränderlichen Sterne sind rote Riesen, die ihre Leuchtkraft mit einer Periode von ca. 100 bis 1000 Tagen um einen Faktor 10 - 200 ändern können. Mira selbst ändert im Laufe von 11 Monaten ihre scheinbare Helligkeit von ca. 3.-4. Grösse (von blossem Auge gut zu sehen) nach 9.Grösse (Amateurteleskop notwendig) und wieder zurück. Mit dieser langen Periode ist ihr Lichtwechsel gut zu beobachten, da ein aussetzen der Beobachtungen bei schlechtem Wetter, leicht ausgeglichen werden kann.

 
 
  Die Lichtkurve von Mira.
 
 

3 Eruptive Veränderliche:

 
 
  3.1 T-Tauri Sterne (Protosterne)

Wenn sich ein Stern aus einem Gasnebel zusammen zieht, wird er heißer und heller. Er wandert im HRD von der Hayaschi-Linie nach links auf die Hauptreihe zu.
T-Tauri-Sterne (TTS) sind junge Sterne in einem Alter von weniger als einer Million Jahre, die die Spektralklasse F bis M und eine Masse bis zu 3 Sonnenmassen besitzen.
Da die T-Tauri Sterne noch in der Sternentstehungsphase sind und sich noch zusammen ziehen, haben sie noch nicht die endgültige Temperatur und Leuchtkraft erreicht. Daher befinden sie sich noch oberhalb der Hauptreihe, wo sie durch Kontraktion Ihre Temperatur erhöhen aber gleichzeitig auch Leuchtkraft verlieren durch ihren kleiner werdenden Radius.  
In ihren Kernen finden noch keine oder erst seit kurzem thermonukleare Reaktionen statt. Ein solcher Stern befindet sich noch nicht im hydrostatischen Gleichgewicht, wodurch sie zu mehr oder weniger heftigen Ausbrüchen neigen. Starke bipolare Strömungen treten mit einigen hundert Kilometern pro Sekunde aus ihrem Innern aus; dort, wo diese Jets Schockfronten bilden und das interstellare Gas erhitzen, können leuchtende Nebel, sogenannte Herbig-Haro Objekt, beobachtet werden.
 
 
  T-Tauri Sterne sind in der Regel im Inneren von dichten, interstellaren Wolken neben jungen Sternen der Spektralklasse O und B zu finden. Trotz ihrer frühen Entwicklungsphase sind T-Tauri Sterne leuchtkräftiger als Hauptreihensterne, die dieselbe Temperatur aufweisen. Ihre Spektren weisen mitunter einige starke Emissionslinien auf, die aus einer dünnen Gashülle stammen, die sich um diese Sterne herum befindet. Insbesondere in der Rho-Ophiuchi-Staubwolke wurde eine große Anzahl dieser Sterne aufgrund ihrer starken Infrarotemission gefunden. Lokale Verbände aus T-Tauri-Sternen werden als T-Assoziationen bezeichnet. Häufig sind diese Sterne von einer Scheibe umgeben, die als Vorläufer von Planetensystemen betrachtet werden.
Der Prototyp dieser Sternklasse ist T Tauri, ein irregulärer, eruptiver Veränderlicher in einer dunklen Staubwolke im Sternbild Stier.
 
 
 

3.2 R Coronae Borealis

ist ein wasserstoffarmer roter Überriese mit einer kohlenstoffreichen Atmosphäre. Die Helligkeitsabfälle sind wahrscheinlich auf ausgestoßene Rußwolken zurückzuführen, die die Photosphäre des Sterns verdecken. Damit gilt R Coronae Borealis als Prototyp-Stern für die gleichnamige Klasse von eruptiven veränderlichen Sternen.
Sie sind eine Klasse sehr seltener Veränderlicher.

 
 
 

3.3 Kataklysmische Veränderliche

Mehr als die Hälfte aller Sterne sind in Mehrfachsystemen und Doppelsternen eingebunden. Doppelsterne bestehen aus zwei Sternen, die um ihren gemeinsamen Schwerpunkt kreisen -- ähnlich den Planeten, die um die Sonne ihre Bahnen ziehen.
Eine spezielle Klasse dieser Doppelsterne bilden die Kataklysmische Veränderlichen. Sie sind enge halbgetrennte Doppelsternsysteme.

 
 
  Halbgetrennt besagt, dass von dem einen Stern, dem Sekundärstern, Materie auf den anderen Stern, dem Primärstern, überströmt denn der Sekundärstern füllt sein kritisches Volumen aus.
Die Bezeichnung Primär- und Sekundärstern ist in der Entwicklungsgeschichte der beiden Sterne begründet.
Der Primärstern ist der ursprünglich massereichere, der am Ende seiner Entwicklung steht. Er ist jetzt ein Weißer Zwerg. Da er eine große Masse besessen hat war seine Lebensdauer nur kurz.
Der Sekundärstern hat eine kleine Masse (Weißer Zwerg), der sich jetzt, in seinem Endstadium, zum Roten Riesen aufbläht. Er füllt damit sein kritisches Volumen aus und Materie strömt zum Begleitstern.
Die transferierte Materie besitzt relativ zum Primärstern Drehimpuls. Die Materie wird somit über eine Scheibe von dem Primärstern aufgenommen. Diese Scheibe wird Akkretionsscheibe genannt, ein Phänomen, das nicht nur in kataklysmischen Systemen sondern auch in anderen astronomischen Objekten, wie aktiven Galaxiekernen und protostellaren Scheiben eine Rolle spielt. Dort, wo der Materiestrom auf die Akkretionsscheibe trifft, wird sehr viel Energie in Form von Strahlung freigesetzt. Es entsteht der so genante Heiße Fleck oder hot spot.
Dieses oben skizzierte Modell kann so nicht unmittelbar von der Erde aus beobachtet werden. Diese engen Doppelsterne sind viel zu weit weg, um mit den besten Teleskopen in ihren Komponenten aufgelöst werden zu können. Trotzdem findet die Modellvorstellung über die Beobachtung ihre Berechtigung. Die Beobachtung kann in Form von Lichtkurven oder Spektren vorliegen. Beide liefern eindeutige Indizien für das beschriebene Bild der kataklysmischen Veränderlichen.
 
 
  Ein schönes Beispiel für einen Kataklysmischen Veränderlichen zeigt die Messung vom Observatorium auf dem Wendelstein vom Stern OY Carinae.
Es zeigt, dass der Sekundärsten den Heißen Fleck und den Primärstern bedeckt.
Durch thermische Instabilitäten kommt es bei manchen kataklysmischen Veränderlichen zu Helligkeitsausbrüchen. Diese Syteme sind Zwergnovae.
 
 
 

3.4 Flare Sterne

Die stellaren Flares entsprechen den Sonneneruptionen in Bezug auf ihre Entstehung und der bei den Ausbrüchen frei werdenden Energie. Da diese Sterne im Vergleich zu der Sonne eine geringe absolute Helligkeit aufweisen, sind die Ausbrüche auch im Weißlicht zu beobachten. (geringe Temperatur, Strahlungsmaximum liegt im sichtbaren Spektralbereich) 
Die Ursache der Ausbrüche liegt, wie bei der Sonne, in magnetischen Kurzschlüssen der stellaren Feldlinien in der Korona. Die dabei freigesetzte Energie beschleunigt Partikel in die unter der Korona liegende Chromosphäre, die dort mit der dichteren Materie kollidieren. Das Plasma (ionisiertes Gas, deswegen kann es von Magnetfeldern beschleunigt werden) der Chromosphäre wird dabei erwärmt und mit hoher Geschwindigkeiten in die Korona beschleunigt.
Die Flares sind im Bereich der Röntgenstrahlung, Radiostrahlung, Ultraviolettstrahlung und im sichtbaren Licht nachgewiesen worden. Der Verlauf eines klassischen Flares besteht aus einem steilen Anstieg und einem langsamen exponentiellen Abklingen der Ausbruchsintensität.
Die Häufigkeit der Flares beträgt bis zu 1,2 Ereignisse pro Stunde, wobei die meisten Eruptionen nur geringe Amplituden erreichen. Die Amplitude kann bis zur 5 Magnitudine erreichen

 
 
 

3.4.1 UV Ceti

Auf der Oberfläche der UV-Ceti-Sterne befinden sich Sternflecken ähnlich den Sonnenflecken. Die Sternflecken sind ein Bereich niedriger Temperatur, weil durch die Magnetfeldlinien der Energietransport vom Sterninneren in die Photosphäre behindert wird. Die Sternflecken und die Flares sind zwei Eigenschaften magnetisch aktiver Sterne, die sich nicht in ihren physikalischen Eigenschaften unterscheiden. Die magnetische Aktivität ist eine Folge des konvektiven Energietransports in den äußeren Atmosphärenschichten in Kombination mit einer differentiellen Rotation. Dies führt zu einer Bewegung des ionisierten Plasmas und zur Generierung eines globalen Magnetfeldes. Von diesen Sternflecken gehen, ähnlichen wie bei der Sonne, Flares aus.

 
 
 

3.5 Novae

Erst im 20. Jahrhundert wurde es ganz sicher, dass es sich keineswegs um völlig neue Sterne handelt, sondern um den Ausbruch eines bereits vorhandenen Sterns, der im Endstadium seines Lebens ist. Allerdings ist die Amplitude des Ausbruchs so groß, dass es früher praktisch unmöglich war, den vor dem Ausbruch existierenden Stern, die Praenova, nachzuweisen. Die gesamte Amplitude des Ausbruchs beträgt im Mittel 11 Größenklassen, der Stern wird 25000 mal heller. Das Hauptmaximum ist meist sehr spitz. Der Helligkeitsabstieg schließt sich sogleich an, und zwar zunächst etwas schneller, später langsamer, wobei unregelmäßige Schwankungen der Lichtabnahme aufgesetzt sind. Es kann viele Monate oder einige Jahre dauern, bis das Stadium der Postnova erreicht wird.
Das Spektrum der Nova weist auf expandierende Gashüllen hin. Dies kann aus Doppler-Verschiebungen nach der violetten Seite des Spektrums hin abgeleitet werden. (Dopplereffekt) Nach dem Verlauf der Lichtkurve und der erreichten Maximalhelligkeit unterscheidet man verschiedene Klassen der Novae.

 
 
 

3.6 Supernovae

Die Amplitude der Helligkeitsänderung kann 20 Größenklassen übertreffen, d.h. der Stern wird 100 Millionen mal heller.
Da der Vorgang, der eine Suoernova vom Typ Ia auslöst, sehr exakt ist, sind die Lichtkurven der Supernovae dieses Typs praktisch gleich. Dadurch können sie zur Entfernungsbestimmung verwendet werden.

Weitere Informationen zu Nova/Supernova hier.


Typische Lichtkurve einer Supernova.
 
     
  letztes Update 19.7.2015