Veränderliche Sterne

Ein Stern muss 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 in einer Winternacht, 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 über 9000 Tagen auftreten. Je nach physikalischen Bedingungen unterscheidet man dabei verschiedene Typen der so genannten Veränderlichen Sterne:

Bei diesen Veränderlichen sind eigentlich keine physikalischen Schwankungen der Sternzustände an den Helligkeitsänderungen beteiligt, sondern es handelt sich um Doppelsterne. Dabei wird eine Komponente von der anderen umkreist und in der Sichtlinie des Beobachters regelmäßig bedeckt. So bestehen z.B. Bedeckungsveränderliche vom Algol- Typ meist aus einem (kühlem) Riesenstern und einem kleinen heißen Stern.

Nebenstehendes Diagramm zeigt eine typische Lichtkurve eines Doppelsterns des Algol- Typs. Steht der Riese vor dem "Kleinen", so ist das Hauptminimum der Helligkeit erreicht, im umgekehrten Fall findet man ein (helleres) Helligkeits- Nebenminimum, welches gegenüber der normalen Helligkeit (wenn keine Bedeckung vorliegt) aber noch verringert ist.

Die Lichtkurve der Beta- Lyrae Sterne. Ihre Helligkeitsschwankungen sind noch wesentlich ausgeprägter als beim Algol- 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 (oder mehrere) Sterne noch enger beisammen stehen als im oben genannten Fall von Beta Lyrae, dann spricht man von so genannten Kontaktsystemen. Als Beispiel hierfür soll das System W Ursa Major stehen. Beide Komponenten sind vermutlich in etwa gleich groß und zeigen Umlaufzeiten von nur einigen Stunden. Man nimmt heute an, dass beide Sterne eine gemeinsame Hülle bilden.

Rotationsveränderliche sind Systeme, 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. Gegenüber den Bedeckungsveränderlichen sind die Helligkeitsschwankungen deutlich schwächer.

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:

Nebenstehendes Schema deutet an, wie Materie von der Sekundärkomponente zum Weißen Zwerg überströmt. Beim Aufprall des Gases auf die Akkretionsscheibe bildet die freigesetzte Energie einen hot spot, einen heißen Fleck, welcher mit der Akkretionsscheibe wesentlich zur Leuchtkraft des Systems beiträgt. Durch die hohe kinetische Energie des Gases in der Akkretionsscheibe wird vornehmlich UV- Strahlung emittiert. Für die hohe Temperatur ist auch eine starke Reibung der Materie innerhalb der Scheibe verantwortlich.

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.

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 2^m auf nur noch 10^m 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.

Diese Aufnahme des Hubble- Weltraumteleskops zeigt den Riesenstern Mira im Sternbild Walfisch. In nur 400 Lichtjahren Entfernung kann dieser Stern sich bis zur 700-fachen Sonnengröße aufblähen. Das etwas unförmige Aussehen in der linken Bildhälfte rührt von einem Weißen Zwerg, der Mira begleitet. Dieser Winzling saugt nämlich recht fleißig Materie vom Riesen ab!
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.

In diesem Diagramm kann man deutlich erkennen, mit welcher Gleichmäßigkeit die Helligkeitsschwankungen eines Cepheiden stattfinden. Man beachte den Unterschied zu den weiter oben gezeigten Lichtkurven.

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.

Es gibt noch wesentlich mehr Arten von veränderlichen Sternen, die zum Teil unregelmäßigen Schwankungen unterworfen sind. Diese sollen der besseren Übersichtlichkeit wegen hier aber (vorerst) nicht weiter besprochen werden.

Letzte Änderung: 18. Januar 2006