Variabler Stern - Variable star

Der Trifid-Nebel enthält variable Sterne der Cepheiden
Der veränderliche Stern Mira zu zwei verschiedenen Zeiten

Ein veränderlicher Stern ist ein Stern, dessen Helligkeit von der Erde aus gesehen (seine scheinbare Helligkeit ) schwankt.

Diese Variation kann durch eine Änderung des emittierten Lichts verursacht werden oder durch etwas, das das Licht teilweise blockiert, daher werden veränderliche Sterne wie folgt klassifiziert:

  • Intrinsische Variablen, deren Leuchtkraft sich tatsächlich ändert; zum Beispiel, weil der Stern periodisch anschwillt und schrumpft.
  • Extrinsische Variablen, deren scheinbare Helligkeitsänderungen auf Änderungen der Lichtmenge zurückzuführen sind, die die Erde erreichen kann; zum Beispiel, weil der Stern einen umkreisenden Begleiter hat, der ihn manchmal in den Schatten stellt.

Viele, möglicherweise die meisten Sterne weisen zumindest eine gewisse Variation in der Leuchtkraft auf: Die Energieabgabe unserer Sonne zum Beispiel schwankt um etwa 0,1% über einen 11-jährigen Sonnenzyklus .

Entdeckung

Ein altägyptischer Kalender mit Glücks- und Unglückstagen, der vor etwa 3.200 Jahren erstellt wurde, ist möglicherweise das älteste erhaltene historische Dokument über die Entdeckung eines veränderlichen Sterns, des verdunkelnden Doppelsterns Algol .

Von den modernen Astronomen wurde der erste veränderliche Stern 1638 identifiziert, als Johannes Holwarda bemerkte, dass Omicron Ceti (später Mira genannt) in einem Zyklus von 11 Monaten pulsierte; der Stern war bereits 1596 von David Fabricius als Nova beschrieben worden . Diese Entdeckung, kombiniert mit Supernovae, die 1572 und 1604 beobachtet wurden, bewies, dass der Sternenhimmel nicht ewig unveränderlich war, wie Aristoteles und andere antike Philosophen gelehrt hatten. Auf diese Weise trug die Entdeckung veränderlicher Sterne zur astronomischen Revolution des 16. und frühen 17. Jahrhunderts bei.

Der zweite zu beschreibende veränderliche Stern war der verdunkelnde veränderliche Algol von Geminiano Montanari im Jahr 1669; John Goodricke gab 1784 die richtige Erklärung für seine Variabilität. Chi Cygni wurde 1686 von G. Kirch identifiziert , dann R Hydrae 1704 von GD Maraldi . Bis 1786 waren zehn veränderliche Sterne bekannt. John Goodricke selbst entdeckte Delta Cephei und Beta Lyrae . Seit 1850 ist die Zahl der bekannten veränderlichen Sterne rapide angestiegen, insbesondere nach 1890, als es möglich wurde, veränderliche Sterne mittels Fotografie zu identifizieren.

Die neueste Ausgabe des General Catalog of Variable Stars (2008) listet mehr als 46.000 veränderliche Sterne in der Milchstraße sowie 10.000 in anderen Galaxien und über 10.000 „vermutete“ Variablen auf.

Variabilität erkennen

Die häufigsten Variabilitätsarten sind Helligkeitsänderungen, aber es treten auch andere Variabilitätsarten auf, insbesondere Veränderungen im Spektrum . Durch die Kombination von Lichtkurvendaten mit beobachteten Spektraländerungen können Astronomen oft erklären, warum ein bestimmter Stern variabel ist.

Variable Sternbeobachtungen

Ein fotogener variabler Stern, Eta Carinae , eingebettet in den Carina-Nebel

Veränderliche Sterne werden im Allgemeinen mittels Photometrie , Spektrophotometrie und Spektroskopie analysiert . Messungen ihrer Helligkeitsänderungen können aufgezeichnet werden, um Lichtkurven zu erstellen . Für die regelmäßigen Variablen, die Periode der Veränderung und ihre Amplitude kann sehr gut etabliert werden; bei vielen veränderlichen Sternen können diese Mengen jedoch im Laufe der Zeit oder sogar von einer Periode zur nächsten langsam variieren. Spitzenhelligkeiten in der Lichtkurve werden als Maxima bezeichnet , während Täler als Minima bezeichnet werden .

Amateurastronomen können nützliche wissenschaftliche Untersuchungen von veränderlichen Sternen durchführen, indem sie den Stern visuell mit anderen Sternen im gleichen Teleskopsichtfeld vergleichen , deren Helligkeiten bekannt und konstant sind. Durch Abschätzen der Größe der Variablen und Notieren des Beobachtungszeitpunkts kann eine visuelle Lichtkurve erstellt werden. Die American Association of Variable Star Observers sammelt solche Beobachtungen von Teilnehmern auf der ganzen Welt und teilt die Daten mit der wissenschaftlichen Gemeinschaft.

Aus der Lichtkurve werden folgende Daten abgeleitet:

  • Sind die Helligkeitsschwankungen periodisch, halbperiodisch, unregelmäßig oder einmalig?
  • was ist die Periode der Helligkeitsschwankungen?
  • Wie ist die Form der Lichtkurve (symmetrisch oder nicht, eckig oder sanft variierend, hat jeder Zyklus nur ein oder mehr als ein Minima usw.)?

Aus dem Spektrum werden folgende Daten abgeleitet:

  • Was ist das für ein Stern: Wie ist seine Temperatur, seine Leuchtkraftklasse ( Zwergstern , Riesenstern , Überriese usw.)?
  • ist es ein einzelner Stern oder ein Doppelstern? (das kombinierte Spektrum eines Doppelsterns kann Elemente aus den Spektren jedes der Mitgliedssterne zeigen)
  • Verändert sich das Spektrum mit der Zeit? (zum Beispiel kann der Stern regelmäßig heißer und kühler werden)
  • Helligkeitsänderungen können stark von dem beobachteten Teil des Spektrums abhängen (z. B. starke Schwankungen im sichtbaren Licht, aber kaum Änderungen im Infraroten)
  • wenn die Wellenlängen von Spektrallinien verschoben werden, deutet dies auf Bewegungen hin (z. B. ein periodisches Anschwellen und Schrumpfen des Sterns oder seine Rotation oder eine sich ausdehnende Gashülle) ( Doppler-Effekt )
  • starke Magnetfelder am Stern verraten sich im Spektrum
  • abnorme Emissions- oder Absorptionslinien können auf eine heiße Sternatmosphäre oder Gaswolken, die den Stern umgeben, hinweisen.

In sehr wenigen Fällen ist es möglich, Bilder von einer Sternscheibe zu machen. Diese können dunklere Flecken auf ihrer Oberfläche aufweisen.

Interpretation von Beobachtungen

Die Kombination von Lichtkurven mit Spektraldaten gibt oft einen Hinweis auf die Veränderungen, die in einem veränderlichen Stern auftreten. Beweise für einen pulsierenden Stern finden sich beispielsweise in seinem sich verschiebenden Spektrum, weil sich seine Oberfläche periodisch mit der gleichen Frequenz wie seine sich ändernde Helligkeit auf uns zu und von uns weg bewegt.

Etwa zwei Drittel aller veränderlichen Sterne scheinen zu pulsieren. In den 1930er Jahren zeigte der Astronom Arthur Stanley Eddington , dass die mathematischen Gleichungen, die das Innere eines Sterns beschreiben, zu Instabilitäten führen können, die einen Stern zum Pulsieren bringen. Die häufigste Art von Instabilität hängt mit Schwankungen des Ionisationsgrades in äußeren, konvektiven Schichten des Sterns zusammen.

Wenn sich der Stern in der Quellphase befindet, dehnen sich seine äußeren Schichten aus, wodurch sie abkühlen. Aufgrund der sinkenden Temperatur nimmt auch der Ionisationsgrad ab. Dadurch wird das Gas transparenter und der Stern kann seine Energie leichter abstrahlen. Dies führt wiederum dazu, dass sich der Stern zusammenzieht. Da das Gas dabei komprimiert wird, erwärmt es sich und der Ionisationsgrad steigt wieder an. Dadurch wird das Gas undurchsichtiger, und die Strahlung wird vorübergehend im Gas eingefangen. Dadurch wird das Gas weiter erhitzt und dehnt sich erneut aus. Somit wird ein Kreislauf von Expansion und Kompression (Quellung und Schrumpfung) aufrechterhalten.

Die Pulsation von Cepheiden wird bekanntlich durch Schwingungen bei der Ionisation von Helium (von He ++ zu He + und zurück zu He ++ ) angetrieben .

Nomenklatur

In einer bestimmten Konstellation wurden die ersten entdeckten veränderlichen Sterne mit den Buchstaben R bis Z bezeichnet, zB R Andromedae . Dieses Nomenklatursystem wurde von Friedrich W. Argelander entwickelt , der der ersten bisher unbenannten Variable in einer Konstellation den Buchstaben R gab, den ersten von Bayer nicht verwendeten Buchstaben . Die Buchstaben RR bis RZ, SS bis SZ, bis ZZ werden für die nächsten Entdeckungen verwendet, zB RR Lyrae . Spätere Entdeckungen verwendeten die Buchstaben AA bis AZ, BB bis BZ und bis zu QQ bis QZ (wobei J weggelassen wurde). Sobald diese 334 Kombinationen erschöpft sind, werden die Variablen in der Reihenfolge ihrer Entdeckung nummeriert, beginnend mit dem Präfix V335 aufwärts.

Einstufung

Variable Sterne können entweder intrinsisch oder extrinsisch sein .

  • Intrinsisch veränderliche Sterne : Sterne, bei denen die Variabilität durch Änderungen der physikalischen Eigenschaften der Sterne selbst verursacht wird. Diese Kategorie kann in drei Untergruppen unterteilt werden.
    • Pulsierende Variablen, Sterne, deren Radius sich im Rahmen ihres natürlichen evolutionären Alterungsprozesses abwechselnd ausdehnt und zusammenzieht.
    • Eruptive Variablen, Sterne, die auf ihrer Oberfläche Eruptionen wie Flares oder Massenauswürfe erleben.
    • Kataklysmische oder explosive Variablen, Sterne, die eine katastrophale Veränderung ihrer Eigenschaften erfahren, wie Novae und Supernovae .
  • Extrinsisch veränderliche Sterne : Sterne, bei denen die Variabilität durch äußere Eigenschaften wie Rotation oder Finsternisse verursacht wird. Es gibt zwei Hauptuntergruppen.
    • Verfinsternde Doppelsterne , Doppelsterne, bei denen, vom Standpunkt der Erde aus gesehen , die Sterne sich bei ihrer Umlaufbahn gelegentlich verdunkeln.
    • Rotierende Variablen, Sterne, deren Variabilität durch Phänomene im Zusammenhang mit ihrer Rotation verursacht wird. Beispiele sind Sterne mit extremen "Sonnenflecken", die die scheinbare Helligkeit beeinflussen, oder Sterne mit schnellen Rotationsgeschwindigkeiten, die dazu führen, dass sie eine ellipsoide Form annehmen.

Diese Untergruppen selbst werden weiter in bestimmte Arten von veränderlichen Sternen unterteilt, die normalerweise nach ihrem Prototyp benannt werden. Zum Beispiel werden Zwergnovae nach dem ersten erkannten Stern der Klasse, U Geminorum, als U Geminorum- Sterne bezeichnet .

Intrinsisch veränderliche Sterne

Intrinsische Variablentypen im Hertzsprung-Russell-Diagramm

Beispiele für Typen innerhalb dieser Abteilungen sind unten angegeben.

Pulsierende veränderliche Sterne

Die pulsierenden Sterne schwellen an und schrumpfen, was ihre Helligkeit und ihr Spektrum beeinflusst. Pulsationen werden im Allgemeinen unterteilt in: radial , wobei sich der gesamte Stern als Ganzes ausdehnt und schrumpft; und nicht-radial , wobei sich ein Teil des Sterns ausdehnt, während ein anderer Teil schrumpft.

Je nach Art der Pulsation und ihrer Lage innerhalb des Sterns gibt es eine Eigen- oder Grundfrequenz, die die Periode des Sterns bestimmt. Sterne können auch in einem Oberton oder Oberton pulsieren, der eine höhere Frequenz hat, was einer kürzeren Periode entspricht. Pulsierende veränderliche Sterne haben manchmal eine einzelne wohldefinierte Periode, aber oft pulsieren sie gleichzeitig mit mehreren Frequenzen und eine komplexe Analyse ist erforderlich, um die einzelnen interferierenden Perioden zu bestimmen . In einigen Fällen haben die Pulsationen keine definierte Frequenz, was eine zufällige Variation verursacht, die als stochastisch bezeichnet wird . Die Untersuchung des Inneren von Sternen anhand ihrer Pulsationen wird als Asteroseismologie bezeichnet .

Die Expansionsphase einer Pulsation wird durch die Blockierung des inneren Energieflusses durch Material mit hoher Opazität verursacht, dies muss jedoch in einer bestimmten Tiefe des Sterns erfolgen, um sichtbare Pulsationen zu erzeugen. Erfolgt die Ausdehnung unterhalb einer konvektiven Zone, ist an der Oberfläche keine Veränderung sichtbar. Erfolgt die Expansion zu nahe an der Oberfläche, ist die Rückstellkraft zu schwach, um eine Pulsation zu erzeugen. Die Rückstellkraft die Kontraktionsphase einer Pulsation zu schaffen , Druck, wenn das Pulsieren in einer nicht-entarteten Schicht tief im Innern eines Sterns auftritt, und dies ist ein genannter akustischen oder Druckmodus der Pulsation, abgekürzt p-Modus . In anderen Fällen ist die Rückstellkraft die Schwerkraft und wird als g-Modus bezeichnet . Pulsierende veränderliche Sterne pulsieren typischerweise nur in einem dieser Modi.

Cepheiden und Cepheiden-ähnliche Variablen

Diese Gruppe besteht aus mehreren Arten von pulsierenden Sternen, die alle auf dem gefundenen Instabilität Streifen , die sehr regelmäßig von der Stern eigene Masse verursacht schwellen und schrumpfen Resonanz , in der Regel von der Grundfrequenz . Im Allgemeinen wird angenommen, dass der Eddington-Ventilmechanismus für pulsierende Variablen für cepheidenartige Pulsationen verantwortlich ist. Jede der Untergruppen auf dem Instabilitätsstreifen hat eine feste Beziehung zwischen Periode und absoluter Helligkeit sowie eine Beziehung zwischen Periode und mittlerer Dichte des Sterns. Die Periode-Leuchtkraft-Beziehung wurde zuerst von Henrietta Leavitt für Delta-Cepheiden etabliert und macht diese Cepheiden mit hoher Leuchtkraft sehr nützlich, um Entfernungen zu Galaxien innerhalb der Lokalen Gruppe und darüber hinaus zu bestimmen . Edwin Hubble hat mit dieser Methode nachgewiesen, dass die sogenannten Spiralnebel tatsächlich ferne Galaxien sind.

Beachten Sie, dass die Cepheiden nur nach Delta Cephei benannt sind , während eine völlig separate Klasse von Variablen nach Beta Cephei benannt ist .

Klassische Cepheiden-Variablen

Klassische Cepheiden (oder Delta-Cephei-Variablen) sind gelbe Überriesen der Population I (jung, massiv und leuchtend), die Pulsationen mit sehr regelmäßigen Perioden in der Größenordnung von Tagen bis Monaten unterliegen. Am 10. September 1784 entdeckte Edward Pigott die Variabilität von Eta Aquilae , dem ersten bekannten Vertreter der Klasse der Cepheiden-Variablen. Der Namensgeber der klassischen Cepheiden ist jedoch der Stern Delta Cephei , der einige Monate später von John Goodricke als variabel entdeckt wurde .

Typ II Cepheiden

Typ-II-Cepheiden (historisch als W-Virginis-Sterne bezeichnet) haben extrem regelmäßige Lichtpulsationen und eine Leuchtkraft-Beziehung, die den δ-Cephei-Variablen sehr ähnlich ist, daher wurden sie zunächst mit der letzteren Kategorie verwechselt. Typ-II-Cepheids-Sterne gehören zu älteren Population-II- Sternen als die Typ-I-Cepheids. Der Typ II hat eine etwas geringere Metallizität , eine viel geringere Masse, eine etwas geringere Leuchtkraft und eine leicht versetzte Beziehung zwischen Periode und Leuchtkraft, daher ist es immer wichtig zu wissen, welcher Sterntyp beobachtet wird.

RR Lyrae-Variablen

Diese Sterne sind Cepheiden etwas ähnlich, aber nicht so leuchtend und haben kürzere Perioden. Sie sind älter als Typ-I-Cepheiden, die zur Population II gehören , aber von geringerer Masse als Typ-II-Cepheiden. Aufgrund ihres häufigen Vorkommens in Kugelsternhaufen werden sie gelegentlich auch als Cluster-Cepheiden bezeichnet . Sie haben auch eine gut etablierte Periode-Leuchtkraft-Beziehung und sind daher auch als Entfernungsindikatoren nützlich. Diese Sterne vom Typ A variieren über einen Zeitraum von mehreren Stunden bis zu einem Tag oder mehr um etwa 0,2 bis 2 Größenordnungen (20% bis über 500% Helligkeitsänderung).

Delta-Scuti-Variablen

Delta Scuti (δ Sct) Variablen ähneln Cepheiden, aber viel schwächer und mit viel kürzeren Perioden. Sie waren einst als Zwergcepheiden bekannt . Sie zeigen oft viele überlagerte Perioden, die sich zu einer äußerst komplexen Lichtkurve zusammenfügen. Der typische δ Scuti-Stern hat eine Amplitude von 0,003–0,9 Magnituden (0,3% bis etwa 130% Helligkeitsänderung) und eine Periode von 0,01–0,2 Tagen. Ihr Spektraltyp liegt normalerweise zwischen A0 und F5.

SX Phoenicis-Variablen

Diese Sterne der Spektralklasse A2 bis F5, ähnlich den δ-Scuti-Variablen, finden sich hauptsächlich in Kugelsternhaufen. Sie weisen etwa alle 1 bis 2 Stunden Helligkeitsschwankungen in der Größenordnung von 0,7 (ca. 100 % Helligkeitsänderung) auf.

Schnell oszillierende Ap-Variablen

Diese Sterne des Spektraltyps A oder gelegentlich F0, eine Unterklasse von δ Scuti-Variablen, die auf der Hauptreihe gefunden werden. Sie haben extrem schnelle Variationen mit Perioden von wenigen Minuten und Amplituden von einigen Tausendsteln.

Variablen mit langer Periode

Die Variablen mit langer Periode sind kühl entwickelte Sterne, die mit Perioden im Bereich von Wochen bis zu mehreren Jahren pulsieren.

Mira-Variablen

Mira-Variablen sind AGB-Rote Riesen. Über Zeiträume von vielen Monaten verblassen sie und hellt sich um 2,5 bis 11 Magnituden auf , eine 6- bis 30.000-fache Änderung der Leuchtkraft. Mira selbst, auch bekannt als Omicron Ceti (ο Cet), variiert in der Helligkeit von fast der 2. Größe bis hin zur schwachen 10. Größe mit einer Periode von ungefähr 332 Tagen. Die sehr großen visuellen Amplituden sind hauptsächlich auf die Verschiebung der Energieabgabe zwischen visuellem und Infrarot zurückzuführen, wenn sich die Temperatur des Sterns ändert. In einigen Fällen zeigen Mira-Variablen dramatische Periodenänderungen über einen Zeitraum von Jahrzehnten, von denen angenommen wird, dass sie mit dem thermischen Pulsationszyklus der am weitesten fortgeschrittenen AGB-Sterne in Zusammenhang stehen.

Semireguläre Variablen

Dies sind rote Riesen oder Überriesen . Semireguläre Variablen können gelegentlich eine bestimmte Periode aufweisen, zeigen jedoch häufiger weniger gut definierte Variationen, die manchmal in mehrere Perioden aufgelöst werden können. Ein bekanntes Beispiel für eine halbreguläre Variable ist Beteigeuze , die von etwa +0,2 bis +1,2 variiert (eine Änderung der Helligkeit um den Faktor 2,5). Zumindest einige der halbregelmäßigen Variablen sind sehr eng mit Mira-Variablen verwandt, möglicherweise besteht der einzige Unterschied darin, dass sie in einer anderen Harmonischen pulsieren.

Langsame unregelmäßige Variablen

Dies sind rote Riesen oder Überriesen mit geringer oder keiner nachweisbaren Periodizität. Einige sind schlecht untersuchte semireguläre Variablen, oft mit mehreren Perioden, aber andere können einfach chaotisch sein.

Lange sekundäre Periodenvariablen

Viele variable Rote Riesen und Überriesen zeigen Variationen über mehrere hundert bis mehrere tausend Tage. Die Helligkeit kann sich um mehrere Größenordnungen ändern, obwohl sie oft viel kleiner ist, wobei sich schnellere Primärvariationen überlagern. Die Gründe für diese Art von Variation sind nicht eindeutig geklärt und werden unterschiedlich auf Pulsationen, Binarität und Sternrotation zurückgeführt.

Beta Cephei-Variablen

Beta Cephei (β Cep)-Variablen (manchmal als Beta Canis Majoris- Variablen bezeichnet, insbesondere in Europa) unterliegen kurzzeitigen Pulsationen in der Größenordnung von 0,1–0,6 Tagen mit einer Amplitude von 0,01–0,3 Größenordnungen (1% bis 30% Helligkeitsänderung). Sie sind bei minimaler Kontraktion am hellsten. Viele Sterne dieser Art weisen mehrere Pulsationsperioden auf.

Langsam pulsierende Sterne vom Typ B

Langsam pulsierende B (SPB) Sterne sind heiße Hauptreihensterne, die etwas weniger leuchtend sind als die Beta Cephei Sterne, mit längeren Perioden und größeren Amplituden.

Sehr schnell pulsierende heiße (Unterzwerg B) Sterne

Der Prototyp dieser seltenen Klasse ist V361 Hydrae , ein Subzwerg- B-Stern der 15. Größe . Sie pulsieren mit Perioden von wenigen Minuten und können gleichzeitig mit mehreren Perioden pulsieren. Sie haben Amplituden von wenigen Hundertstel einer Größenordnung und tragen das GCVS-Akronym RPHS. Sie sind p-Mode- Pulsatoren.

PV-Teleskop-Variablen

Sterne dieser Klasse sind Überriesen vom Typ Bp mit einer Periode von 0,1–1 Tag und einer durchschnittlichen Amplitude von 0,1 Magnituden. Ihre Spektren zeichnen sich durch schwachen Wasserstoff aus, während Kohlenstoff- und Heliumlinien extra stark sind, eine Art extremer Heliumstern .

RV Tauri-Variablen

Dies sind gelbe Überriesensterne (eigentlich massearme Post-AGB-Sterne in der hellsten Phase ihres Lebens), die abwechselnd tiefe und flache Minima aufweisen. Diese Variation mit zwei Spitzen hat typischerweise Perioden von 30–100 Tagen und Amplituden von 3–4 Größenordnungen. Dieser Schwankung überlagert, können sich langfristige Schwankungen über mehrere Jahre ergeben. Ihre Spektren sind vom Typ F oder G bei maximalem Licht und vom Typ K oder M bei minimaler Helligkeit. Sie liegen in der Nähe des Instabilitätsstreifens, kühler als Cepheiden vom Typ I, leuchtender als Cepheiden vom Typ II. Ihre Pulsationen werden durch die gleichen grundlegenden Mechanismen verursacht, die mit der Heliumtrübung zusammenhängen, aber sie befinden sich in einem ganz anderen Stadium ihres Lebens.

Alpha Cygni-Variablen

Alpha Cygni (α Cyg) Variablen sind nicht radial pulsierende Überriesen der Spektralklassen B ep bis A ep Ia. Ihre Perioden reichen von mehreren Tagen bis zu mehreren Wochen, und ihre Variationsamplituden liegen typischerweise in der Größenordnung von 0,1 Größenordnungen. Die oft unregelmäßig erscheinenden Lichtänderungen werden durch die Überlagerung vieler Schwingungen mit engen Perioden verursacht. Deneb im Sternbild Cygnus ist der Prototyp dieser Klasse.

Gamma Doradus-Variablen

Gamma Doradus (γ Dor) Variablen sind nicht radial pulsierende Hauptreihensterne der Spektralklassen F bis spät A. Ihre Perioden betragen etwa einen Tag und ihre Amplituden liegen typischerweise in der Größenordnung von 0,1 Größenordnungen.

Pulsierende Weiße Zwerge

Diese nicht radial pulsierenden Sterne haben kurze Perioden von Hunderten bis Tausenden von Sekunden mit winzigen Schwankungen von 0,001 bis 0,2 Magnituden. Bekannte Typen von pulsierenden Weißen Zwergen (oder Prä-Weißen Zwergen) umfassen die DAV- oder ZZ-Ceti- Sterne mit wasserstoffdominierten Atmosphären und dem Spektraltyp DA; DBV oder V777 Her , Sterne, mit Helium-dominierten Atmosphären und dem Spektraltyp DB; und GW Vir- Sterne, deren Atmosphären von Helium, Kohlenstoff und Sauerstoff dominiert werden. GW Vir Sterne können unterteilt werden in DOV und PNNV Sterne.

Sonnenähnliche Schwingungen

Die Sonne schwingt mit sehr geringer Amplitude in einer Vielzahl von Moden mit Perioden um 5 Minuten. Die Untersuchung dieser Schwingungen wird als Helioseismologie bezeichnet . Schwingungen in der Sonne werden stochastisch durch Konvektion in ihren äußeren Schichten angetrieben . Der Begriff sonnenähnliche Schwingungen wird verwendet, um Schwingungen in anderen Sternen zu beschreiben, die auf dieselbe Weise angeregt werden, und die Untersuchung dieser Schwingungen ist eines der Hauptgebiete der aktiven Forschung auf dem Gebiet der Asteroseismologie .

BLAP-Variablen

Ein Blue Large-Amplitude Pulsator (BLAP) ist ein pulsierender Stern, der durch Änderungen von 0,2 bis 0,4 Magnituden mit typischen Perioden von 20 bis 40 Minuten gekennzeichnet ist.

Eruptive veränderliche Sterne

Eruptive veränderliche Sterne zeigen unregelmäßige oder halbregelmäßige Helligkeitsschwankungen, die dadurch verursacht werden, dass Material vom Stern verloren geht oder in einigen Fällen an ihn angelagert wird. Trotz des Namens sind dies keine explosiven Ereignisse, das sind die katastrophalen Variablen.

Protosterne

Protosterne sind junge Objekte, die den Kontraktionsprozess von einem Gasnebel zu einem veritablen Stern noch nicht abgeschlossen haben. Die meisten Protosterne weisen unregelmäßige Helligkeitsschwankungen auf.

Herbig Ae/Be Sterne

Man nimmt an, dass die Variabilität von massereicheren (2–8 Sonnenmassen ) Herbig Ae/Be-Sternen auf Gasstaubklumpen zurückzuführen ist, die in den zirkumstellaren Scheiben kreisen.

Orion-Variablen

Orion-Variablen sind junge, heiße Prä-Hauptreihensterne, die normalerweise in Nebel eingebettet sind. Sie haben unregelmäßige Perioden mit Amplituden von mehreren Größenordnungen. Ein bekannter Untertyp von Orion-Variablen sind die T-Tauri- Variablen. Die Variabilität von T-Tauri-Sternen ist auf Flecken auf der Sternoberfläche und Gasstaubklumpen zurückzuführen, die in den zirkumstellaren Scheiben kreisen.

FU Orionis-Variablen

Diese Sterne befinden sich in Reflexionsnebeln und zeigen eine allmähliche Zunahme ihrer Leuchtkraft in der Größenordnung von 6 Größenordnungen, gefolgt von einer langen Phase konstanter Helligkeit. Sie dimmen dann über einen Zeitraum von vielen Jahren um etwa 2 Größenordnungen (sechsfacher Dimmer). V1057 Cygni zum Beispiel, gedimmt um 2,5 (zehnmal Dimmer) während eines Zeitraums von elf Jahren. FU-Orionis-Variablen sind vom Spektraltyp A bis G und sind möglicherweise eine evolutionäre Phase im Leben von T-Tauri- Sternen.

Riesen und Überriesen

Große Sterne verlieren relativ leicht ihre Materie. Aus diesem Grund ist die Variabilität aufgrund von Eruptionen und Massenverlusten bei Riesen und Überriesen ziemlich häufig.

Leuchtend blaue Variablen

Auch bekannt als die S-Doradus- Variablen, gehören die hellsten bekannten Sterne zu dieser Klasse. Beispiele sind die Hyperriesen η Carinae und P Cygni . Sie haben permanent einen hohen Massenverlust, aber in Abständen von Jahren führen interne Pulsationen dazu, dass der Stern seine Eddington-Grenze überschreitet und der Massenverlust enorm ansteigt. Die visuelle Helligkeit nimmt zu, obwohl die Gesamthelligkeit weitgehend unverändert bleibt. Riesige Eruptionen, die in einigen wenigen LBVs beobachtet wurden, erhöhen die Leuchtkraft so sehr, dass sie als Supernova-Betrüger bezeichnet wurden und eine andere Art von Ereignis sein können.

Gelbe Hyperriesen

Diese massereichen entwickelten Sterne sind aufgrund ihrer hohen Leuchtkraft und Position über dem Instabilitätsstreifen instabil und zeigen langsame, aber manchmal große photometrische und spektroskopische Veränderungen aufgrund von hohem Massenverlust und gelegentlich größeren Eruptionen, kombiniert mit säkularen Variationen auf einer beobachtbaren Zeitskala. Das bekannteste Beispiel ist Rho Cassiopeiae .

R Coronae Borealis-Variablen

Obwohl sie als eruptive Variablen klassifiziert werden, erfahren diese Sterne keinen periodischen Helligkeitsanstieg. Stattdessen verbringen sie die meiste Zeit bei maximaler Helligkeit, aber in unregelmäßigen Abständen verblassen sie plötzlich um 1–9 Größenordnungen (2,5 bis 4000-fache Dimmer), bevor sie über Monate bis Jahre zu ihrer ursprünglichen Helligkeit zurückkehren. Die meisten werden nach Leuchtkraft als gelbe Überriesen klassifiziert, obwohl sie eigentlich Post-AGB-Sterne sind, aber es gibt sowohl rote als auch blaue Riesensterne R CrB. R Coronae Borealis (R CrB) ist der Prototyp des Sterns. DY Persei-Variablen sind eine Unterklasse von R CrB-Variablen, die zusätzlich zu ihren Eruptionen eine periodische Variabilität aufweisen.

Wolf-Rayet-Variablen

Klassische Wolf-Rayet-Sterne der Population I sind massereiche heiße Sterne, die manchmal Variabilität zeigen, wahrscheinlich aufgrund verschiedener Ursachen, einschließlich binärer Wechselwirkungen und rotierender Gasklumpen um den Stern. Sie zeigen breite Emissionslinienspektren mit Helium- , Stickstoff- , Kohlenstoff- und Sauerstofflinien . Variationen in einigen Sternen scheinen stochastisch zu sein, während andere mehrere Perioden aufweisen.

Gamma Cassiopeiae-Variablen

Gamma Cassiopeiae (γ Cas) Variablen sind nicht-Riese schnell drehenden B - Klasse - Emissionslinie artige Sterne , die unregelmäßig um bis schwanken bis 1,5 Magnituden (4 - fache Veränderung der Helligkeit) aufgrund des Ausstoßes von Materie auf ihren äquatorialen Regionen durch die schnelle verursachte Rotationsgeschwindigkeit.

Leuchtsterne

In Hauptreihensternen ist die große eruptive Variabilität außergewöhnlich. Es ist nur unter den Flare-Sternen üblich , auch bekannt als die UV-Ceti- Variablen, sehr schwache Hauptreihensterne, die regelmäßige Flares durchlaufen. Sie erhöhen die Helligkeit in nur wenigen Sekunden um bis zu zwei Größenordnungen (sechsmal heller) und blenden dann in einer halben Stunde oder weniger auf normale Helligkeit zurück. Mehrere in der Nähe befindliche Rote Zwerge sind Leuchtsterne, darunter Proxima Centauri und Wolf 359 .

RS Canum Venaticorum-Variablen

Dies sind enge Doppelsysteme mit hochaktiven Chromosphären, einschließlich riesiger Sonnenflecken und Flares, von denen angenommen wird, dass sie durch den nahen Begleiter verstärkt werden. Die Variabilitätsskalen reichen von Tagen, nahe der Umlaufbahn und manchmal auch bei Finsternisse, bis hin zu Jahren, wenn die Sonnenfleckenaktivität variiert.

Kataklysmische oder explosive veränderliche Sterne

Supernovae

Supernovae sind die dramatischste Art von katastrophalen Variablen und gehören zu den energiereichsten Ereignissen im Universum. Eine Supernova kann kurzzeitig so viel Energie aussenden wie eine ganze Galaxie , wobei sie sich um mehr als 20 Größenordnungen aufhellt (über hundert Millionen Mal heller). Die Supernova-Explosion wird dadurch verursacht, dass ein Weißer Zwerg oder ein Sternkern eine bestimmte Massen-/Dichtegrenze, die Chandrasekhar-Grenze , erreicht, wodurch das Objekt im Bruchteil einer Sekunde kollabiert. Dieser Kollaps „springt“ und lässt den Stern explodieren und diese enorme Energiemenge emittieren. Die äußeren Schichten dieser Sterne werden mit Geschwindigkeiten von vielen Tausend Kilometern pro Sekunde weggeblasen. Die ausgestoßene Materie kann Nebel bilden, die als Supernova-Überreste bezeichnet werden . Ein bekanntes Beispiel für einen solchen Nebel ist der Krebsnebel , Überbleibsel einer Supernova, die 1054 in China und anderswo beobachtet wurde. Das Vorläuferobjekt kann bei der Explosion entweder vollständig zerfallen oder, im Falle eines massereichen Sterns, der Kern kann ein Neutronenstern (im Allgemeinen ein Pulsar ) werden.

Supernovae können durch den Tod eines extrem massereichen Sterns entstehen, der um ein Vielfaches schwerer ist als die Sonne. Am Ende des Lebens dieses massereichen Sterns bildet sich aus Schmelzasche ein nicht schmelzbarer Eisenkern. Dieser Eisenkern wird in Richtung der Chandrasekhar-Grenze gedrückt, bis er diese überschreitet und daher kollabiert. Eine der am besten untersuchten Supernovae dieser Art ist SN 1987A in der Großen Magellanschen Wolke .

Eine Supernova kann auch aus einem Massentransfer von einem Sternbegleiter in einem Doppelsternsystem auf einen Weißen Zwerg resultieren . Die Chandrasekhar-Grenze wird durch die einfallende Materie überschritten. Die absolute Leuchtkraft dieses letzteren Typs hängt mit den Eigenschaften seiner Lichtkurve zusammen, sodass diese Supernovae verwendet werden können, um die Entfernung zu anderen Galaxien zu bestimmen.

Leuchtende rote Nova

Bilder, die die Ausdehnung des Lichtechos von V838 Monocerotis zeigen

Leuchtende rote Novae sind Sternexplosionen, die durch die Verschmelzung zweier Sterne verursacht werden. Sie sind nicht mit klassischen Novae verwandt . Sie haben ein charakteristisches rotes Aussehen und nehmen nach dem ersten Ausbruch sehr langsam ab.

Novae

Novae sind auch das Ergebnis dramatischer Explosionen, aber im Gegensatz zu Supernovae führen sie nicht zur Zerstörung des Vorläufersterns. Ebenfalls im Gegensatz zu Supernovae entzünden sich Novae durch das plötzliche Einsetzen der Kernfusion, die sich unter bestimmten Hochdruckbedingungen ( entartete Materie ) explosionsartig beschleunigt. Sie bilden in der Nähe binären Systemen , eine Komponente ein weißer Zwerg ansetzenden Materie von der anderen gewöhnlichen Stern Komponente zu sein, und kann Zeiten Jahrzehnte bis Jahrhunderte oder Jahrtausende wiederholen über. Novae werden je nach Verhalten ihrer Lichtkurve als schnell , langsam oder sehr langsam kategorisiert . Mehrere Novae mit bloßem Auge wurden aufgezeichnet, Nova Cygni 1975 war die hellste in der jüngeren Geschichte und erreichte die 2. Größe.

Zwergnovae

Zwergnovae sind Doppelsterne mit einem Weißen Zwerg, bei denen der Materietransfer zwischen den Komponenten zu regelmäßigen Ausbrüchen führt. Es gibt drei Arten von Zwergnova:

  • U Geminorum-Sterne , die Ausbrüche haben, die ungefähr 5–20 Tage andauern, gefolgt von ruhigen Perioden von typischerweise einigen hundert Tagen. Während eines Ausbruchs erhellen sie sich typischerweise um 2–6 Größenordnungen. Diese Sterne sind auch als SS-Cygni-Variablen bekannt, nach der Variablen in Cygnus, die zu den hellsten und häufigsten Anzeigen dieses Variablentyps gehört.
  • Z Camelopardalis-Sterne , in denen gelegentliche Helligkeitsplateaus, die als Stillstand bezeichnet werden, auf halbem Weg zwischen maximaler und minimaler Helligkeit zu sehen sind.
  • SU Ursae Majoris Sterne , die sowohl häufige kleine Ausbrüche als auch seltenere, aber größere Superausbrüche erfahren . Diese binären Systeme haben normalerweise Umlaufzeiten von weniger als 2,5 Stunden.

DQ Herculis-Variablen

DQ Herculis-Systeme sind wechselwirkende Doppelsterne, in denen ein massearmer Stern Masse auf einen hochmagnetischen Weißen Zwerg überträgt. Die Spinperiode des Weißen Zwergs ist deutlich kürzer als die binäre Umlaufperiode und kann manchmal als photometrische Periodizität nachgewiesen werden. Um den Weißen Zwerg bildet sich normalerweise eine Akkretionsscheibe, deren innerste Bereiche jedoch vom Weißen Zwerg magnetisch abgeschnitten werden. Einmal vom Magnetfeld des Weißen Zwergs eingefangen, wandert das Material der inneren Scheibe entlang der Magnetfeldlinien, bis es akkretiert. Im Extremfall verhindert der Magnetismus des Weißen Zwergs die Bildung einer Akkretionsscheibe.

AM Herculis-Variablen

Bei diesen katastrophalen Variablen ist das Magnetfeld des Weißen Zwergs so stark, dass es die Spinperiode des Weißen Zwergs mit der binären Umlaufperiode synchronisiert. Anstatt eine Akkretionsscheibe zu bilden, wird der Akkretionsfluss entlang der magnetischen Feldlinien des Weißen Zwergs kanalisiert, bis er in der Nähe eines Magnetpols auf den Weißen Zwerg trifft. Zyklotronstrahlung, die von der Akkretionsregion ausgestrahlt wird, kann Bahnschwankungen von mehreren Größenordnungen verursachen.

Z Andromedae-Variablen

Diese symbiotischen Doppelsysteme bestehen aus einem roten Riesen und einem heißen blauen Stern, die von einer Gas- und Staubwolke umgeben sind. Sie durchlaufen novaartige Ausbrüche mit Amplituden von bis zu 4 Größenordnungen. Der Prototyp für diese Klasse ist Z Andromedae .

AM CVn-Variablen

AM-CVn-Variablen sind symbiotische Binärdateien, bei denen ein Weißer Zwerg heliumreiches Material entweder von einem anderen Weißen Zwerg, einem Heliumstern oder einem entwickelten Hauptreihenstern akkretiert. Sie durchlaufen komplexe Variationen oder manchmal keine Variationen mit ultrakurzen Zeiträumen.

Extrinsische veränderliche Sterne

Es gibt zwei Hauptgruppen extrinsischer Variablen: rotierende Sterne und verdunkelnde Sterne.

Rotierende variable Sterne

Sterne mit großen Sonnenflecken können bei ihrer Rotation erhebliche Helligkeitsschwankungen aufweisen und hellere Bereiche der Oberfläche werden sichtbar. Helle Flecken treten auch an den magnetischen Polen magnetischer Sterne auf. Sterne mit ellipsoider Form können auch Helligkeitsänderungen aufweisen, da sie dem Beobachter unterschiedliche Bereiche ihrer Oberfläche präsentieren.

Nicht-sphärische Sterne

Ellipsoide Variablen

Dies sind sehr nahe Binärdateien, deren Komponenten aufgrund ihrer Gezeitenwechselwirkung nicht kugelförmig sind. Wenn sich die Sterne drehen, ändert sich der Bereich ihrer Oberfläche, der dem Beobachter präsentiert wird, und dies beeinflusst wiederum ihre Helligkeit von der Erde aus gesehen.

Sternflecken

Die Oberfläche des Sterns ist nicht gleichmäßig hell, sondern weist dunklere und hellere Bereiche auf (wie die Sonnenflecken der Sonne ). Auch die Chromosphäre des Sterns kann in der Helligkeit variieren. Während sich der Stern dreht, beobachten wir Helligkeitsschwankungen von einigen Zehnteln der Größenordnung.

FK Comae Berenices Variablen

Diese Sterne rotieren extrem schnell (~100 km/s am Äquator ); daher haben sie eine ellipsoide Form. Sie sind (scheinbar) einzelne Riesensterne der Spektraltypen G und K und zeigen starke chromosphärische Emissionslinien . Beispiele sind FK Com , V1794 Cygni und UZ Librae . Eine mögliche Erklärung für die schnelle Rotation von FK-Comae-Sternen ist, dass sie das Ergebnis der Verschmelzung eines (Kontakt-) Doppelsterns sind .

VON Draconis veränderliche Sterne

BY Draconis-Sterne gehören zur Spektralklasse K oder M und variieren um weniger als 0,5 Größenordnungen (70% Helligkeitsänderung).

Magnetfelder

Alpha-2 Canum Venaticorum-Variablen

Alpha-2 Canum Venaticorum (α 2 CVn) Variablen sind Hauptreihensterne der Spektralklasse B8–A7, die aufgrund von Magnetfeldänderungen Schwankungen von 0,01 bis 0,1 Magnituden (1% bis 10%) aufweisen.

SX Arietis-Variablen

Sterne dieser Klasse weisen Helligkeitsschwankungen von etwa 0,1 Größenordnungen auf, die durch Änderungen ihres Magnetfelds aufgrund hoher Rotationsgeschwindigkeiten verursacht werden.

Optisch variable Pulsare

Nur wenige Pulsare wurden im sichtbaren Licht entdeckt . Diese Neutronensterne ändern ihre Helligkeit, wenn sie sich drehen. Aufgrund der schnellen Rotation sind die Helligkeitsschwankungen extrem schnell, von Millisekunden bis zu wenigen Sekunden. Das erste und bekannteste Beispiel ist der Crab Pulsar .

Verfinsterte Binärdateien

Wie sich die Helligkeit von verdunkelnden Binärdateien ändert

Extrinsische Variablen haben Schwankungen in ihrer Helligkeit, wie sie von terrestrischen Beobachtern aufgrund einer externen Quelle gesehen werden. Einer der häufigsten Gründe dafür ist das Vorhandensein eines binären Begleitsterns, sodass die beiden zusammen einen Doppelstern bilden . Wenn aus bestimmten Winkeln zu sehen ist , kann ein Stern eclipse die andere, eine Verringerung der Helligkeit verursacht. Eine der bekanntesten verdunkelnden Binärdateien ist Algol oder Beta Persei (β Per).

Algol-Variablen

Algol-Variablen durchlaufen Finsternisse mit einem oder zwei Minima, die durch Perioden nahezu konstanten Lichts getrennt sind. Der Prototyp dieser Klasse ist Algol im Sternbild Perseus .

Doppelt periodische Variablen

Doppelt periodische Variablen weisen einen zyklischen Massenaustausch auf, der dazu führt, dass die Umlaufperiode über einen sehr langen Zeitraum vorhersagbar variiert. Das bekannteste Beispiel ist V393 Scorpii .

Beta Lyrae-Variablen

Beta Lyrae (β Lyr) Variablen sind extrem nahe Binärdateien, benannt nach dem Stern Sheliak . Die Lichtkurven dieser Klasse von Verfinsterungsvariablen ändern sich ständig, sodass es fast unmöglich ist, den genauen Beginn und das Ende jeder Sonnenfinsternis zu bestimmen.

W Serpentis-Variablen

W Serpentis ist der Prototyp einer Klasse von Doppelsternen, einschließlich eines Riesen oder Überriesen, der Material auf einen massereichen, kompakteren Stern überträgt. Sie zeichnen sich durch starke UV-Emission von Akkretions-Hotspots auf einer Materialscheibe aus und unterscheiden sich von den ähnlichen β-Lyr-Systemen.

W Ursae Majoris-Variablen

Die Sterne in dieser Gruppe zeigen Perioden von weniger als einem Tag. Die Sterne liegen so nah beieinander, dass ihre Oberflächen fast in Kontakt miteinander stehen.

Planetentransite

Sterne mit Planeten können auch Helligkeitsschwankungen aufweisen, wenn ihre Planeten zwischen Erde und Stern wandern. Diese Variationen sind viel geringer als bei stellaren Begleitern und können nur mit äußerst genauen Beobachtungen festgestellt werden. Beispiele sind HD 209458 und GSC 02652-01324 sowie alle Planeten und Planetenkandidaten, die von der Kepler-Mission entdeckt wurden .

Siehe auch

Verweise

Externe Links