Variable Sterne

Sterne sind stabile Gaskugeln in einer Bilanz zwischen innerem Druck und der Wirkung der Gravitation. Dennoch können Sterne Variabilität zeigen, eine variable Helligkeit.
-o- Variabilität ist regelmässig (hat eine Periode) oder unregelmässig.
-o- Variabilität kann intrinsisch sein (der Stern selber variiert) oder sie wird durch externe Faktoren bestimmt (z.B. wechselnde Verdunklung durch Gas der Geburtswolke oder durch gegenseitige Bedeckung in einem Doppelsternsystem).

Intrinsische ruhige Variationen

Die wichtigste intrinsische Variation ist die Pulsation. Die Eigenschaften der Sternatmosphäre sind derart, dass der Strahlungsstrom auf regelmässige Art gehemmt und verstärkt wird. Es gibt gewisse Zonen im Hertzsprung-Russell-Diagramm, in denen die Atmosphären der Sterne dieses Phänomen zeigen. Die bekannteste Zone ist der Instabilitätsstreifen in dem es die Delta Cepheiden, die RR Lyra-Sterne, die Delta Scuti- (Hauptreihe) und die ZZ Ceti-Sterne (weisse Zwerge) gibt. Aber auch Rote Riesen kennen Variabilität (siehe Webseite mit Skizze zum Stern Mira).

Eine weitere intrinsische Variation wird von Ausbrüchen verursacht. Wie die Sonne haben viele Sterne auch Flammen und weitere unregelmässig auftretende Ausbrüche. Sie sind aber im Verhältnis zu der eigenen Gesamthelligkeit nur schwache Phänomene.

Sterne können auch oszillieren. Es stellen sich Vibrationen ein oder stehende Wellen kommen zustande (die sich etwa wie die Wellen eines Erdbebens fortpflanzen). Vibrationen kann man sich vorstellen wie einen regelmässig vibrierenden Luftballon und die kleinen Verformungen werden für einen Beobachter als kleine Helligkeitsschwankungen sichtbar. So hat die Sonne eine Oszillation mit 5 Minuten Periodendauer (siehe Modell der Sonne). Die Erforschung dieser Phänomene gehört in das Gebiet der Asteroseismologie.


Modell der multimodalen 5 min Sonnenoszillation (Bild von NOAO).

Schliesslich gibt es Sterne, deren Oberfläche fleckig ist (wie riesige Sonnenflecken). Rotierende Sterne zeigen daher mit der Rotationsperiode korrellierende Helligkeitsschwankungen. Da die Flecken sich bewegen (wie bei der Sonne), gäbe dies ein sich fortlaufend änderndes Muster, was man auch bei Fleckensternen beobachtet.

Intrinsische explosive Variationen

In Doppelsternsystemen kann es zur Übertragung von Masse von dem augedehnteren auf den kompakten Stern kommen. Das Material sammelt sich in einer "Akkretionsscheibe" und fällt in unregelmäßigen Zeitabständen auf den kompakten Stern herunter. Wenn dies ein Weisser Zwerg ist, so kann es beim Aufprall zur Kernfusion auf der Oberfläche und zu einem großen Helligkeitsanstieg des Sterns kommen. Dies sind die sogenannte "Novae".

Variabilität wegen externer Faktoren

Externe Faktoren, die zu Variabilität führen, sind vielfältig. Einige wichtige sind:
-o- Reste der Geburtswolke bewegen sich vor dem jungen Stern vorbei (Variation der Extinktion).
-o- Der junge Stern kann Wölkchen im Geburtsgebiet zum Leuchten bringen (variable Emissionslinien).
-o- Sterne eines Pärchens haben eine Bahnebene, die auf uns ausgerichtet ist. Die Sterne decken sich, von uns aus gesehen, gegenseitig ab.
-o- In einem engen Doppelsternsystem fliesst Materie von einem zum anderen Stern, schlägt dort auf und erzeugt Lichterscheinungen. Für einige Doppelsysteme gibt es Skizzen von ihrer Struktur.

Wellenlängenabhängigkeit der Variationen

Zu beachten ist, dass die Größe der Variation wellenlängenabhängig sein kann. Die Argumentation basiert auf der Planck-Funktion (auch Sternoberflächen strahlen ungefähr gemäss dem Planckschen Strahlungsgesetz). Wenn während der Pulsation eines heißen Sterns die Oberflächentemperatur geringfügig kleiner wird, wirkt sich das auf die Helligkeit im Sichtbaren proportional zur Temperatur T aus (Rayleigh-Jeans-Näherung). Bei einem kühlen Stern sähe man die Änderung im Wien-Teil der Planck-Funktion, einem Bereich, wo kleine Temperaturänderungen grosse Auswirkung haben.

Zeitliche Abhängigkeit der Variation

Die bekanntesten veränderlichen Sterne sind die Cepheiden und RR-Lyrae. Sie haben Amplituden von 1.5 bis 2 mag mit Perioden von etwas unter einem Tag bis mehereren Tage Leicht zu entdecken! Es gibt aber auch Langzeitvariable mit Perioden von mehreren Jahren.

Kurzperiodische Variable haben normalerweise auch sehr kleine Amplituden. So zeigen Horizontalaststerne des Typs sdB Variationen von etwa 0.03 mag mit Perioden von etwa 400 Sekunden.

Im allgemeinen hängen die Periodendauer und die Größe der Variation mit dem Durchmesser des Sterns und der Struktur seiner Atmosphäre zusammen. Bei pulsierenden Sternen gibt es daher eine Beziehung zwischen Periode und mittlerer Sterndichte, die zu einer Periode-Leuchtkraft-Beziehung transformiert werden kann. Aus der Periode folgt so die absolute Helligkeit und im Vergleich mit der scheinbaren Helligkeit die Entfernung. Es gibt ein Bild zu der Art der Variation der Cepheiden.

Schliesslich gibt es die Helligkeitsänderung durch Sternentwicklung. Die Evolution von oberer Hauptreihe zu Riesenast dauert grobweg eine Million Jahre bei etwa gleicher Leuchtkraft und sich stark ändernden Oberflächentemperaturen. Der Stern P Cyg änderte sich so in seiner Entwicklung von 5.3 zu 4.9 mag in 300 Jahren.

http="www.astro.uni-bonn.de/~deboer/eida/eida-var.html"   2003.08.25   2006.07.05