Veränderliche Sterne
Bedeckungsveränderliche
Kontaktsysteme
Rotationsveränderliche
Kataklysmische Veränderliche
Langperiodisch Veränderliche
Cepheiden
Eruptive Veränderliche
Sterne sind aus unserer Sicht sehr langlebige Objekte: Menschen sahen sie vor Jahrtausenden nicht viel anders als wir heute oder wie künftige Generationen sie in Tausenden von Jahren erblicken werden. Doch sind sie manchmal alles andere als statische Instanzen, einige von ihnen fristen ein höchst instabiles, dynamisches Dasein. Auch muss ein Stern nicht immer seine Energie mit relativer Konstanz (wie unsere Sonne) abstrahlen, sondern seine Helligkeit kann deutlichen Schwankungen unterliegen. Gemeint ist hier allerdings nicht das Funkeln der Sterne (der so genannten Szintillation, welches durch atmosphärische Turbulenzen verursacht wird, sondern bestimmte Zustände des Sterns verändern sich in relativ kurzen Zeitabständen. Die Helligkeitsänderungen können in Perioden von Stunden bis hin zu einigen Jahrzehnten auftreten. Eine erste Einteilung der so genannten Veränderlichen Sterne können wir wie folgt vornehmen:
- Intrinsische Veränderliche. Durch physikalische Vorgänge innerhalb des Sterns ändert sich seine Helligkeit.
- Extrinsische Veränderliche. Die Helligkeit des Sterns bleibt in alle Raumrichtungen unverändert, lediglich auf der Sichtlinie zur Erde schwankt die Helligkeit, z.B. wenn der Stern durch einen anderen bedeckt wird:
Die Schwankungen der Helligkeit, die in der Größe (Amplitude), der periodischen Wiederkehr oder der Form der Lichtkurve variieren kann, führt zu verschiedenen Klassifizierungen, die im so genannten General Catalogue of Variable Stars, GCVS, erfasst sind. Dort sind über 40 000 veränderliche Sterne der Milchstraße sowie mehr als 10 000 in extragalaktischen Systemen erfasst.
Physikalische Schwankungen der Sternzustände sind bei diesen Veränderlichen nicht an den Helligkeitsänderungen beteiligt, sondern es handelt sich um Doppelsterne. Dabei umkreisen beide Komponenten einen gemeinsamen Schwerpunkt, wobei aber eine von der anderen in der Sichtlinie des Beobachters regelmäßig bedeckt wird. So bestehen z.B. Bedeckungsveränderliche vom Algol- Typ (benannt nach dem Stern Algol im Sternbild Perseus) aus einem helleren, bläulichen (kleineren aber massereicheren) Stern (Algol A) und einem größeren, aber etwas dunkleren und masseärmeren Stern (Algol B).
Nebenstehende Animation verdeutlicht den Zusammenhang zwischen Bedeckung und Helligkeitsverlauf. Wie gut zu erkennen, bleibt die Helligkeit zwischen den Minima recht konstant. Das Algol- System ist nur 93 Lichtjahre von der Erde entfernt, die Helligkeit schwankt zwischen 2,3m und 3,5m innerhalb von 2 Tagen, 20 Stunden, 48 Minuten und 56 Sekunden (was durchaus mit bloßem Auge beobachtbar ist). Während Algol B nur 0,062 [AE] von A entfernt ist, werden beide Sterne von einem dritten, Algol C, im Abstand von 2,69 [AE] in 681 Tagen umlaufen.
Eine etwas andere Lichtkurve zeigen Sterne vom Beta Lyrae- Typ:
Hier umkreisen sich zwei Komponenten so eng, dass ihre Gravitationsfelder in einem bestimmten Punkt, der so genannten Roche- Grenze miteinander verwachsen. Man kann dann nicht mehr zuordnen, zu welchem der beiden Sterne ein bestimmtes Materieteilchen gehört. Grund dafür sind die an einem oder beiden Systemen zerrenden Gezeitenkräfte, die letztlich zum Übergang von Materie von einem auf das andere System führen und den Sternkörper verformen. Bei Beta Lyrae fließt von der größeren, inneren Komponente, welche die Roche- Grenzfläche ausfüllt, gar so viel Materie ab, dass sich eine gemeinsame Gashülle um beide Sterne bildet:
Wenn zwei Sterne so eng beisammen stehen, dass sich ihre Oberflächen berühren, dann spricht man von so genannten Kontaktsystemen. Als typischer Stellvertreter ist das System W Ursae Majoris zu nennen, ein kleiner, unscheinbarer Stern im Großen Bären von 7,3 bis 8,8 [mag] visueller Helligkeit. Beide Komponenten sind sich so nah, dass sie durch gravitative Wirkung elliptisch verformt werden und eine gemeinsame Hülle bilden. Die Lichtkurven zeigen keine deutlichen Minima, sondern sie verlaufen kontinuierlich. Obwohl beide Sterne unterschiedliche Massen haben, weisen sie gleiche Oberflächentemperaturen auf - bedingt durch die gemeinsame Hülle. Angesiedelt sind Sterne des W Ursae Majoris- Typs meistens in den Spektralklassen F bis K und ihre Gesamtmasse liegt nicht über 2,5 Sonnenmassen. In den Sternentstehungsgebieten werden wir sie vergeblich suchen, zu finden sind sie in älteren offenen Sternhaufen und in den Kugelsternhaufen.
Kontaktsysteme entstehen natürlich nicht als solche. Gehen wir zunächst von getrennten Doppelsternen aus, die sich gegenseitig umlaufen. In solch engen Systemen ist die Rotation der Sterne stets gebunden, was bedeutet, dass die Rotationsdauer identisch ist mit der Umlaufzeit. Bewegte Ladungen erzeugen Magnetfelder, so auch in den Sternen, in denen der Energietransport durch Wärmebewegung (Konvektion vollzogen wird. Nun ist ja auch das zwischen den beiden Sternen ausgetauschte Plasma elektrisch geladen weil ionisiert, und deshalb bleibt es in den Magnetfeldern gefangen. Durch das Mitschleppen des Sternwinds wird Drehmoment abgebaut (magnetischer Drehmomentverlust), weshalb sich beide Sterne immer näher kommen, bis sie eine gemeinsame Hülle bilden und am Ende gar zu einem Stern verschmelzen.
Es kann jedoch auch ein etwas anderes Szenario zu einem Kontaktsystem führen. Wenn einer der beiden Sterne seinen Wasserstoffvorrat aufgebraucht hat und die Heliumfusion zündet, so wird er sehr stark expandieren (Rote-Riesen-Stadium). Dadurch können die Sterne wieder in Kontakt geraten.
Rotationsveränderliche können Doppelsterne sein, deren Umlaufbahnen so zur Beobachtungslinie geneigt sind, dass keine Bedeckung mehr stattfindet. Die Helligkeitsschwankungen werden allein durch die Rotation der Sterne hervorgerufen, deren ellipsoidische Körper uns einmal die "volle Breitseite" darbieten, im Minimum ist dann nur die Schmalseite zu sehen. Voraussetzung dafür ist, dass die Sternkörper des engen Systems durch die Gravitation elliptisch verzerrt sind. Gegenüber den Bedeckungsveränderlichen sind die Helligkeitsschwankungen deutlich schwächer. Diese können aber auch durch Sonnenflecken auf der Sternoberfläche hervorgerufen werden, thermisch unterschiedliche Zonen, die durch ein Magnetfeld verursacht werden. Wie alle Klassen von veränderlichen Sternen werden auch die Rotationsveränderlichen in weitere Unterklassen eingeteilt. Näheres hierzu kann z.B. bei Wikipedia nachgeschlagen werden.
Kataklysmisch kommt aus dem griechischen und bedeutet Überschwemmung. Bei diesen Veränderlichen handelt es sich ebenfalls um Doppelsterne, und zwar ist die eine (Primär-) Komponente ein Weißer Zwerg, der andere ein alter, kühler und stark expandierter Stern (Roter Riese). Vom letzteren strömt stetig Masse zum Zwergstern über, gelangt aber nicht direkt auf seine Oberfläche, sondern erst in eine sich aufgrund des Drehimpulses gebildete Akkretionsscheibe:
Besitzt der Weiße Zwerg ein starkes Magnetfeld, so wird sich keine Akkretionsscheibe ausbilden, sondern der Gasstrom von der Sekundärkomponente entlang der magnetischen Feldlinien zu den Polen des Zwergs fließen. Die hot spots werden dann direkt auf seiner Oberfläche gebildet, wobei die thermische Energie noch größer ist (einige Millionen [K]!) und deshalb Röntgenstrahlung emittiert wird.
Die Helligkeitsschwankungen kataklysmischer Systeme finden in Zeitabständen von etwa 1,5 bis 15 Stunden statt. Die hier beschriebenen Vorgänge zeigen eine deutliche Parallele zu den Novae, weshalb man kataklysmische Systeme auch als Zwergnovae bezeichnet. Diese Zwergnovae stellen darüber hinaus auch jeweils eine Praenova (Vorstadium einer Nova) dar, weil durch die ständige Akkretion von Materie der Weiße Zwerg irgendwann eine kritische Massegrenze überschreitet und dann zur Nova wird.
Langperiodisch Veränderliche Sterne
Ein typischer Vertreter dieser Klasse veränderlicher Sterne ist der "Monsterstern" Mira, o Ceti (Walfisch). Er ist so groß, dass er sich bis zur Marsumlaufbahn erstrecken würde. Innerhalb von 332 Tagen ändert er seinen Radius um den Faktor 2, wodurch seine scheinbare Helligkeit von eingangs 2m auf nur noch 10m abfällt.
Bei diesem Sterntyp handelt es sich um Rote Riesen oder Überriesen, also Sterne mit recht kühler Oberflächentemperatur von 3000 [K] oder gar nur 2500 [K], die das Ende ihrer Existenz vor Augen haben. Sie weisen relativ große Helligkeitsschwankungen auf, wobei ihre Perioden von über einem Monat bis zu mehr als fünf Jahren betragen können.
Die Pulsationen des Sterns, bedingt durch innere Vorgänge (siehe hierzu auch weiter unten, Cepheiden), führen zur Abkühlung bzw. Erhöhung der Oberflächentemperatur und damit zu den beobachteten Helligkeitsschwankungen. Auch die vergrößerte bzw. verkleinerte Oberfläche spielt dabei eine Rolle. Hinzu kommt, dass die Konzentration von Molekülen und Staub in der Sternatmosphäre stark von der Temperatur abhängig ist, wodurch die Lichtdurchlässigkeit erheblich beeinflusst wird.
Mit freundlicher Genehmigung von M. Karovska (Harvard-Smithsonian CfA) et al., FOC, ESA, NASA
Bedingt sind diese Änderungen durch die Vorgänge im Sterninnern. Nach dem Ende des Wasserstoffbrennens beginnt durch Kontraktion und Temperaturerhöhung des Kerns das Heliumbrennen. Dieses läuft sehr rasant ab, bald besteht der Kern dann nur noch aus Kohlenstoff und Sauerstoff. In einer Schale um den Kern wird jedoch weiter Helium verbrannt, in einer darüber liegenden Wasserstoff. Beide Schalen lösen sich aber in ihrer Aktivität ab.
Zunächst brennt die Wasserstoffschale, sie wandert nach außen, kühlt sich ab und erlischt. Nun wird die Leuchtkraft von einer heliumfusionierenden Schicht stetig erhöht. Geht das Helium zur Neige, verlischt die Schale, die Wasserstoffschale kontrahiert und zündet wieder und versorgt die darunter liegende mit frischem Helium. Bald zündet diese wiederum, und zwar explosionsartig (man spricht von einem Helium- Blitz). Diese thermischen Pulse werden im Laufe der Zeit immer schneller.
Ähnlich wie die Cepheiden reguliert der Stern den Strahlungsfluss nach außen, wie durch ein Ventil, und er beginnt zu pulsieren. Aufgrund seiner ungeheuren Größe ist die Pulsationsperiode aber sehr lang, wie weiter oben bereits erwähnt.
Typischer Vertreter der klassischen Cepheiden ist der Stern Delta Cephei, ein gelb- weißer Überriese der Spektralklasse F. Seine Helligkeit schwankt mit einer konstanten Periode von 5,366 Tagen um etwa 2 Größenklassen.
Diese Änderungen beruhen ebenfalls auf Pulsationen, also Schwingungen des Sterns und damit verbundener abwechselnder Vergrößerung und Verkleinerung der Oberfläche.
Normalerweise sollte in einem Stern ein Gleichgewicht zwischen Strahlungs- und Gasdruck und Gravitation herrschen, welcher ihm für lange Zeit ein "ruhiges Leben" garantiert. Unter bestimmten Bedingungen ist es aber möglich, dass im Sterninnern eine Schicht liegt, in welcher Helium aus dem einfach in den zweifach ionisierten Zustand (es "verliert" zwei Elektronen) übergeht.
Wird eine solche Schicht nun komprimiert oder entspannt, ändert sich die Temperatur weit weniger als in den umgebenden Schichten, weil die zugeführte Energie vorwiegend für die Ionisation verbraucht wird. Diese Schicht nimmt also Wärmeenergie auf, ohne sie weiterzuleiten, wodurch Konvektionszonen, wie sie in stabilen Sternen (z.B. unserer Sonne) vorhanden sind, quasi blockiert werden - der Stern schrumpft.
Daraufhin ändert sich aber wieder die innere Temperaturstruktur und das Ionisationsgleichgewicht der Heliumschale. Strahlung wird jetzt wieder freigegeben und der Stern dehnt sich neuerlich aus. Dies ist der Antriebsmotor für die Pulsationen, welche wiederum verantwortlich sind für die Helligkeitsschwankungen der Cepheiden.
Wie bereits die Bezeichnung dieser Veränderlicher besagt, beruhen die Helligkeitsschwankungen auf dem Auswurf von Materie. Die Helligkeitsschwankungen sind deshalb auch nicht periodisch. Damit zählt man folgende Ereignisse zu den eruptiv Veränderlichen:
- Novae
- Rekurrierende (sich wiederholende) Novae
- Flares, Strahlungsausbrüche durch Kurzschlüsse im Sternmagnetfeld
- Von Akkretionsscheiben umgebene Sterne, bei denen Ausbrüche in der Scheibe eine Helligkeitsanstieg verursachen
- Supernovae
Es gibt noch viele Unterarten in der Klasse der eruptiv Veränderlichen, wie beispielsweise Zwergnovae. Das sind Doppelsternsysteme, bestehend aus einem Weißen Zwerg und einem Stern im fortgeschrittenen Entwicklungsstadium. Der Weiße Zwerg saugt ständig Materie vom Begleiter ab und umgibt sich daher mit einer Akkretionsscheibe. In ihr sind die Ausbrüche lokalisiert. Auch die Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen können wir in diese Katergorie einsortieren.