Veränderlicher Stern

Zahlreiche Sterne haben keine gleich bleibende Leuchtkraft wie z.B. die Sonne, sondern zeigen unregelmäßige oder periodische Helligkeitsschwankungen und werden daher veränderliche Sterne, variable Sterne oder kurz Veränderliche genannt. Diese Helligkeitsschwankungen sind nicht zu verwechseln mit der Szintillation, dem Funkeln der Sterne, das durch Luftunruhe hervorgerufen wird.

Einerseits haben Beobachtung und Erkenntnisfortschritt das Wissen über veränderliche Sterne enorm erweitert, andererseits ist es sehr kompliziert geworden, eine sinnvolle allgemeingültige Definition zu finden, um veränderliche Sterne von den unveränderlichen abzugrenzen:

Eine Helligkeitsveränderung findet in Zeiträumen statt, die im Vergleich zur allgemeinen Sternentwicklung als kurz anzusehen sind. (Lichtwechsel innerhalb von Jahrzehnten)

Der Lichtwechsel ist im optischen und nahinfraroten Bereich beobachtbar. (Es bleibt anzumerken, dass unsere „unveränderlich“ erscheinende Sonne in extremen Wellenlängenbereichen einen eindeutigen Lichtwechsel aufweist.)

Die Amplitude der Helligkeitsschwankung ist visuell bzw. fotografisch oder lichtelektrisch nachweisbar.

Am 3. August 1596 erschien der erste wissenschaftliche Bericht über einen veränderlichen Stern durch David Fabricius. Er hatte Schwankungen der Helligkeit des Sterns Mira entdeckt. Im Jahre 1669 berichtete Geminiano Montanari erstmalig über den Lichtwechsel von Algol. 1784 gelang John Goodricke die Entdeckung der Veränderlichkeit von δ Cephei und η Aquilae.

Im Jahre 1844 veröffentlichte Friedrich Wilhelm August Argelander seine „Aufforderung an die Freunde der Astronomie“, die wohl als Anstoß für eine systematische Entdeckung und Beobachtung veränderlicher Sterne angesehen werden kann. Durch die Einführung der Fotografie stieg die Zahl der bekannten Veränderlichen stark an; und in Verbindung mit der Sternspektroskopie wurde die Möglichkeit geschaffen, dem physikalischen Verständnis für die Ursachen der Helligkeitsänderungen veränderlicher Sterne näher zu kommen.

Veränderliche Sterne lassen sich nach ihren Eigenschaften in verschiedene Gruppen einteilen:

Bedeckungsveränderliche

Bedeckungsveränderliche Sterne kann man beobachten, wenn die Komponenten eines Doppelsternsystems hintereinander vorbeilaufen und sich dabei gegenseitig bedecken. Bedeckt der kleinere Stern einen Teil des größeren, ergibt sich ein schmales Minimum in der Lichtkurve des Systems. Wenn der kleinere hinter dem größeren Stern durchläuft, beobachtet man ein weiteres, weniger tiefes Minimum in der Leuchtkraft. Ein bedeckungsveränderlicher Stern hat eine periodische Leuchtkurve. Die beiden Sterne selbst variieren ihre Leuchtkraft dabei gemeinhin nicht, daher werden Sterne dieses Typs auch als optische Veränderliche bezeichnet.

Rotationsveränderliche

Rotationsveränderliche Sterne sind Sterne, die im Lauf ihrer Rotation ihre Helligkeit verändern, entweder weil sie als Komponenten enger Doppelsterne ellipsoidisch deformiert sind oder weil sie auf einer Seite große Sternflecken besitzen.

Beispiele für Rotationsveränderliche sind:

ellipsoidische Veränderliche
Alpha²-Canum-Venaticorum-Sterne
BY-Draconis-Sterne
FK-Comae-Sterne
Gamma-Cassiopeiae-Sterne
SX-Arietis-Sterne

Pulsationsveränderliche

Die Ursache für die Leuchtkraftänderung von Pulsationsveränderlichen liegt darin, dass diese Sterne selbst ihre Zustandsgrößen verändern, insbesondere den Radius und die Oberflächentemperatur. Dadurch ändert sich auch die Leuchtkraft (für Details siehe Kappa-Mechanismus).

Eruptive Veränderliche

Diese Sterne verändern ihre Leuchtkraft binnen sehr kurzer Zeit mehr oder weniger stark. Auch wenn sich die Ausbrüche wiederholen, verlaufen sie nicht streng periodisch.

Man unterscheidet:

UV-Ceti-Sterne, das sind rote Zwergsterne mit Strahlungsausbrüchen (Flares) in der Art, wie sie auch die Sonne zu Zeiten hoher Aktivität zeigt. Bedingt durch die geringe Leuchtkraft des Zwergsterns kann ein Flare dessen Helligkeit jedoch um Größenordnungen ansteigen lassen.
Zwergnovae
Novae, kataklysmische Veränderliche, bei denen in der Materie, die sie von einem alten roten Riesen abziehen, die Kernfusion zündet und einen schnellen Helligkeitsanstieg bewirkt,
Supernovae, der Tod eines Sterns mit einer Masse von über etwa 1,6 Sonnenmassen. Eine Supernova ist sehr viel heller als eine Nova.
R-Coronae-Borealis-Sterne
FU-Orionis-Sterne
Irreguläre (I)
AM-Herculis-Sterne

Darüberhinaus gibt es auch einige wenige Sterne, die am Ende ihres Lebenszyklus unregelmäßige Ausbrüche zeigen und in keine Klasse einzuordnen sind. Dazu gehört in der Milchstraße der instabile blaue Riesenstern η Carinae.

Siehe auch:

Literatur

Hoffmeister, C., Richter, G. u. Wenzel, W.: Veränderliche Sterne, J. A. Barth Verlag, Leipzig (1990), ISBN 3335002245

Weblinks

Multimedialinks

Real Video Stream:
- Was sind Veränderliche? (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri)

Sternklasse | 1596