Veränderliche Sterne
Veränderliche Sterne
Die Veränderung der Helligkeit ist ein Merkmal, das alle Sterne irgendwann im Laufe ihres Lebenszyklus an den Tag legen. Dies liegt daran, dass jeder Stern verschiedene Entwicklungsphasen durchmacht, in denen seine wichtigsten Eigenschaften wie Leuchtkraft, Durchmesser, Oberflächentemperatur und Helligkeit einem Wandel unterworfen sind. Da sich dieser Wandel jedoch im Laufe von vielen Millionen oder gar Milliarden Jahren vollzieht, entzieht er sich der Beobachtung durch den Menschen. Es gibt jedoch bestimmte Sterne, die so genannten Veränderlichen, die in viel kürzeren Zeiträumen eine Veränderung der Helligkeit an den Tag legen – und zwar im Laufe von wenigen Monaten, Tagen oder gar Stunden.Es lässt sich für jeden Veränderlichen eine Lichtkurve erstellen, die den Helligkeitswandel im Laufe der Zeit darstellt. Dabei bewegt sich die Helligkeit stets zwischen einem Minimum und einem Maximum; die Differenz, das zwischen diesen beiden Werten ist die Amplitude der Lichtkurve. Das Zeitintervall, das zwischen diesen beiden Werten verstreicht, wird als Periode bezeichnet.Im Laufe der Jahre konnten die Astronomen eine Vielzahl solcher Veränderlicher beobachten, sodass man allein in unserer Galaxis ca. 30.000 solcher Sterne kennt.Schon früh fiel auf, dass der Stern β im Perseus – von den Arabern Ras al Ghul, Haupt des Teufels genannt – Helligkeitsschwankungen zeigt. Algol, so sein aus dem Arabischen abgeleiteter heutiger Name, wurde von G. Montanari aus Bologna 1667 erstmals als veränderlich beschrieben. Aber erst 1782 bemerkte J. Goodricke die Regelmäßigkeit des Lichtwechsels von Algol: Alle 70 Stunden nimmt dieser Stern 2. Größenklasse um 1m,5 an Helligkeit ab und erreicht nach rund fünf Stunden die ursprüngliche Leuchtstärke wieder.
Benennung:
Es hat sich eingebürgert, die hellen Veränderlichen mit einem oder zwei Buchstaben und dem Genitiv des lateinischen Sternbildnamens zu benennen. Aus historischen Gründen beginnt die Folge mit R, S, T…bis Z, dann kommen Doppelbuchstaben RR, RS…RZ,SS bis SZ und weiter bis ZZ. Es schließen sich die Kombinationen AA bis AZ, BB bis BZ an und endlich QQ bis QZ. Sind diese 334 Kombinationen in einem Sternbild erschöpft, so folgen die Bezeichnungen V335, V336… usw. V steht dabei für „variabel“ bzw „veränderlich“.Beispiele: T Tauri, RR Lyrae, RW Aurigae und UV Ceti. Prominente Veränderliche haben ihre klassischen Bezeichnungen beibehalten: βPersei (Algol), βLyrae (Sheliak), ο Ceti (Mira), δ Cephei u.a.
Klassifikation:
Die Sterne mit tatsächlicher Helligkeitsveränderung werden danach unterschieden, ob ihre Veränderung sporadisch und abrupt erfolgt (Eruptiv-Veränderliche), oder aber periodisch (Regelmäßige oder Pulsationsveränderliche). Zu den Eruptiv-Veränderlichen gehören verschiedene Sterntypen´, u.a. T-Tauri Sterne, die Novae, die Supernovae und die so genannten Flare- oder Flackersterne. Bei Letzteren handelt es sich um kühle Hauptreihensterne, die in unregelmäßigen Abständen ein kurzes Aufleuchten zeigen. Ein solcher Helligkeitsausbruch dauert nur bis zu einigen zehn Minuten. Nach einem ihrer Vertreter im Sternbild Walfisch werden diese Sterne auch UV-Ceti-Sterne genannt.
Besonders interessant sind in dieser Gruppe die Novae und Supernovae, deren Helligkeitsvariationen auf heftige Ausbrüche bzw. das (teilweise oder vollständige) Abstoßen der äußeren Schichten zurückzuführen ist. Während im Fall einer Nova diese Prozesse nur in den äußeren Zonen abspielen und den Stern nicht zerstören, ist bei einer Supernova der gesamte Stern betroffen, der in einer gigantischen Explosion endet.
Die Veränderlichen im HR-Diagramm:
Zu den Pulsationsveränderlichen gehören Sterne wie die Cepheiden, die RR-Lyrae-Sterne, die W-Virginis-Sterne und die Mirasterne. Letztere sind langperiodische Veränderliche, die nach dem Stern Mira Im Sternbild Walfisch benannt sind. Dieser Stern, der 1596 von dem holländischen Astronomen David Fabricius entdeckt wurde, verändert seine Helligkeit in 332 Tagen von 2. bis 10. Größe.
Anhand der Merkmale der Lichtkurve (Form, Amplitude) und der Länge der Periode lässt sich eine weitere Unterteilung treffen, wobei die verschiedenen Klassen nach bestimmten Sternen benannt sind. So versteht man etwa unter den Cepheiden all jene Sterne benannt sind, die in ihren Eigenschaften dem Stern δ Cephei gleichen. Das gleiche gilt für die Mira-Veränderlichen oder die RR-Lyrae-Sterne.Diese Einteilung mag etwas willkürlich erscheinen – sie hat sich jedoch in der Praxis sehr gut bewährt. Eine Einteilung nach der Spektralklasse wäre vielleicht logischer gewesen – sie scheitert jedoch daran, dass von vielen dieser Sterne das Spektrum unbekannt ist. Grundsätzlich kann man feststellen, dass die Veränderlichen im HR-Diagramm im Bereich der Riesen und Überriesen angesiedelt sind.Die Veränderlichen können nach verschiedenen Kriterien eingeteilt werden – je nachdem, ob die Veränderung eine echte, d.h. physische oder eine scheinbare ist. Im letzten Fall haben wir es mit den so genannten Bedeckungsveränderlichen zu, d.h. mit Doppelsternen, deren Helligkeitsveränderung durch eine vorübergehende Bedeckung des einen Sterns durch den anderen zu Stande kommt. Die Lichtkurve eines Bedeckungsveränderlichen zeigt zwei verschiedene Minima, die den beiden Bedeckungen entspricht, die während eines vollständigen Umlauf vorkommen.
Benennung:
Es hat sich eingebürgert, die hellen Veränderlichen mit einem oder zwei Buchstaben und dem Genitiv des lateinischen Sternbildnamens zu benennen. Aus historischen Gründen beginnt die Folge mit R, S, T…bis Z, dann kommen Doppelbuchstaben RR, RS…RZ,SS bis SZ und weiter bis ZZ. Es schließen sich die Kombinationen AA bis AZ, BB bis BZ an und endlich QQ bis QZ. Sind diese 334 Kombinationen in einem Sternbild erschöpft, so folgen die Bezeichnungen V335, V336… usw. V steht dabei für „variabel“ bzw „veränderlich“.Beispiele: T Tauri, RR Lyrae, RW Aurigae und UV Ceti. Prominente Veränderliche haben ihre klassischen Bezeichnungen beibehalten: βPersei (Algol), βLyrae (Sheliak), ο Ceti (Mira), δ Cephei u.a.
Klassifikation:
Die Sterne mit tatsächlicher Helligkeitsveränderung werden danach unterschieden, ob ihre Veränderung sporadisch und abrupt erfolgt (Eruptiv-Veränderliche), oder aber periodisch (Regelmäßige oder Pulsationsveränderliche). Zu den Eruptiv-Veränderlichen gehören verschiedene Sterntypen´, u.a. T-Tauri Sterne, die Novae, die Supernovae und die so genannten Flare- oder Flackersterne. Bei Letzteren handelt es sich um kühle Hauptreihensterne, die in unregelmäßigen Abständen ein kurzes Aufleuchten zeigen. Ein solcher Helligkeitsausbruch dauert nur bis zu einigen zehn Minuten. Nach einem ihrer Vertreter im Sternbild Walfisch werden diese Sterne auch UV-Ceti-Sterne genannt.
Besonders interessant sind in dieser Gruppe die Novae und Supernovae, deren Helligkeitsvariationen auf heftige Ausbrüche bzw. das (teilweise oder vollständige) Abstoßen der äußeren Schichten zurückzuführen ist. Während im Fall einer Nova diese Prozesse nur in den äußeren Zonen abspielen und den Stern nicht zerstören, ist bei einer Supernova der gesamte Stern betroffen, der in einer gigantischen Explosion endet.
Die Veränderlichen im HR-Diagramm:
Zu den Pulsationsveränderlichen gehören Sterne wie die Cepheiden, die RR-Lyrae-Sterne, die W-Virginis-Sterne und die Mirasterne. Letztere sind langperiodische Veränderliche, die nach dem Stern Mira Im Sternbild Walfisch benannt sind. Dieser Stern, der 1596 von dem holländischen Astronomen David Fabricius entdeckt wurde, verändert seine Helligkeit in 332 Tagen von 2. bis 10. Größe.
Anhand der Merkmale der Lichtkurve (Form, Amplitude) und der Länge der Periode lässt sich eine weitere Unterteilung treffen, wobei die verschiedenen Klassen nach bestimmten Sternen benannt sind. So versteht man etwa unter den Cepheiden all jene Sterne benannt sind, die in ihren Eigenschaften dem Stern δ Cephei gleichen. Das gleiche gilt für die Mira-Veränderlichen oder die RR-Lyrae-Sterne.Diese Einteilung mag etwas willkürlich erscheinen – sie hat sich jedoch in der Praxis sehr gut bewährt. Eine Einteilung nach der Spektralklasse wäre vielleicht logischer gewesen – sie scheitert jedoch daran, dass von vielen dieser Sterne das Spektrum unbekannt ist. Grundsätzlich kann man feststellen, dass die Veränderlichen im HR-Diagramm im Bereich der Riesen und Überriesen angesiedelt sind.Die Veränderlichen können nach verschiedenen Kriterien eingeteilt werden – je nachdem, ob die Veränderung eine echte, d.h. physische oder eine scheinbare ist. Im letzten Fall haben wir es mit den so genannten Bedeckungsveränderlichen zu, d.h. mit Doppelsternen, deren Helligkeitsveränderung durch eine vorübergehende Bedeckung des einen Sterns durch den anderen zu Stande kommt. Die Lichtkurve eines Bedeckungsveränderlichen zeigt zwei verschiedene Minima, die den beiden Bedeckungen entspricht, die während eines vollständigen Umlauf vorkommen.
© Matthias Voß