2.4 Sterne: veränderliche Sterne
 
Es gibt mehrere Gründe, warum Sterne ihre Helligkeit kurzfristig ändern können und damit zu den Veränderlichen gezählt werden. Der einfachste Grund ist der einer Bedeckung durch einen zweiten Stern. Schwieriger wird es mit Sternen, die von sich aus pulsieren und dabei heller und dunkler werden. Sonderformen der Veränderlichkeit sind die Novae, bei der ein oder mehrere extreme Helligkeitsmaxima auftreten können, sowie die Super- und die Hypernova, die nach einer einmaligen, extremen Helligkeitsänderung, das Ende des Sterns einleiten.

Bedeckungsveränderliche
Dass Sterne Doppel- oder Mehrfachsysteme bilden ist nichts aussergewöhnliches. Man nimmt an, dass sich die Hälfte aller Sterne in einem System befinden. Diese Sterne sind durch die Massenanziehung aneinander gebunden und umkreisen sich, bzw. ihren gemeinsamen Schwerpunkt. Dabei kann es natürlich vorkommen, dass die Sterne von der Erde aus gesehen, neben-, vor- oder hintereinander stehen, ... so dass sich für den weit entfernten Beobachter, der nur einen Lichtpunkt sieht, eine periodische Helligkeitszunahme bzw. Abnahme ergibt. So vielfältig wie die Eigenschaften der Sterne in dem Sternensystem sein können, Abstand, Grösse, Helligkeit usw., sowie die Neigung ihrer Bahnverläufe gegenüber der Erde, so unterschiedlich kann sich auch die Bedeckung und damit der Verlauf der Helligkeitsänderung für den Beobachter abspielen. Ein weit bekannter bedeckungsveränderlicher Stern ist Algol, das Teufelsauge. Hier umkreisen sich ein sehr heller und ein relativ dunkler Stern in 70 Stunden. Immer dann wenn der dunkle Stern vor den hellen tritt, ist ein Helligkeitsabfall um 1,3 Grössenklassen die Folge.

Echte Veränderliche
Bei diesen Sternen ändert sich tatsächlich und aufgrund von physikalischen Vorgängen im Inneren des Sterns, die Helligkeit. Die Astronomen unterteilen diese Sterne nach ihren Schwankungsperioden in ..

 

Typ

Periode

Bemerkung

RR Lyrae-Sterne

4 bis 28 Std

2-2,5 Sonnenmassen, jünger

Delta Cephei Sterne

2 bis 40 Tage

5-15 Sonnenmassen, älter

Halbregelmäßige Sterne

30 bis 1000 Tage

Riesen bis Überriesen

Mira-Sterne

80 bis 500 Tage

1 Sonnenmasse, Riese

 
.. und erklären sich die Helligkeitsänderung als ungedämpfte Schwingung. Diese trat durch einen einmaligen Prozess übermässiger Energieproduktion in seinem Inneren ein. Trifft diese Theorie zu, so müsste sich der Stern ausdehnen, denn die zusätzliche Wärmeenergie würde ihn, als Kraft gegen die zusammenziehende Gravitation, aufblähen.
Nach dem erneuten Erreichen des Kräftegleichgewichts von Gravitation und Wärmeausdehnung und dem Wegfall der Wärmeenergiequelle, wäre die Ausdehnung wie bei der Saite einer Gitarre ein Stück über den Ausgleichspunkt hinausgeschossen um dann unter den Ausgleichspunkt zurückzuschwingen ... und so weiter. Eine derartige Schwingung würde irgendwann zur Ruhe kommen, da bei jedem Hin- und Herschwingen etwas Bewegungsenergie verloren geht. Dies würden Physiker eine gedämpfte Schwingung nennen.

Da gedämpfte Schwingungen bei Sternen augenscheinlich nicht auftreten, muss die Energie, bei der Bewegung verloren geht, irgendwie ausgeglichen werden. Man nimmt an, dass der Stern diese durch Absorbtion von Strahlung beim Zusammenziehen hinzugewinnt. Entspricht die hinzugewonnene Energie der, die durch die Bewegung verloren ging, dann wäre eine dauerhafte, ungedämpfte Schwingung die Folge.
Da mit der Vergrösserung des Radius eines Sterns, eine quadratische Vergrösserung seiner Oberfläche einhergeht, leuchte er erheblich heller, zieht er sich zusammen, wird er dunkler.
Die nun noch zu treffenden Unterscheidungen orientieren sich an der Masse, dem Alter, und der Dichte der Sterne. Hier unterscheiden die Astronomen ..
 
Delta Cephei Veränderliche
  • W Virginis-Sterne:
    Periode 1- 50 Tage; 0,4 –0,6 Sonnenmassen; Spektralklassen F - G; Helligkeitsamplitude 1,1M - 3M; zu finden in Halo und Kernbereich der Milchstrasse.
  • Zwergcepheiden, Delta Scuti-Sterne:
    Periode 0,03- 0,2 Tage; 1 –2 Sonnenmassen; Spektralklassen A - F; Helligkeitsamplitude 0,3M - 0,8M;
  • Delta Cephei-Sterne
    Periode 1- 50 Tage; 5 –15 Sonnenmassen; Spektralklassen F - G; Helligkeitsamplitude 0,1M - 2M; zu finden in den Spiralarmen der Milchstrasse
     
RR Lyrae Veränderliche
  • Periode 0,2- 1,2 Tage; 2 –2,5 Sonnenmassen; Spektralklassen A - F; Helligkeitsamplitude 0,4M - 2M; zu finden in Halo und Kernbereich der Milchstraße, sowie Kugelsternhaufen
    schnelle pulsationsveränderliche Sterne, wesentlich kürzere Perioden wie bei Cepheiden. Lichtkurve, schneller Anstieg der Helligkeit, 1/10 der Periode hell, lange Zeiten mit Minimalhelligkeit. Spektrum von Riesensternen der Spektraltypen A bis F. Durchmesser 5 mal Sonnendurchmesser, absolute Helligkeit bei 0,5M, also etwa 60 mal heller als die Sonne. Entdeckt durch S.I.Bailey 1895, Boyden Observatorium in Peru
Halbregelmäßige Veränderliche
  • Periode 30- 1000 Tage; Spektralklassen >F;
    Zu dieser Gruppe gehören nur Riesen und Überriesen aus späten Spektralklassen, die unregelmäßige Helligkeitsperionen besitzen
Mira-Veränderliche
  • Periode 80- 500 Tage; 1 Sonnenmasse; Spektralklassen M,C,S; Helligkeitsamplitude 2,4M - 8M; zu finden in allen Bereichen der Milchstraße
    Zu dieser Gruppe gehören ausschließlich Riesensterne aus späten Spektrtalklassen. Obwohl sie nur die Masse der Sonne besitzen sind ihre Radien 100 bis 1000fach größer als der Radius der Sonne. Auch sie besitzen leichte Schwankungen in der Periodendauer.
RV Tauri-Sterne
  • Periode 20-150 Tage; Riesen und Überriesen aus den Spektralgruppen F bis K; Helligkeitsamplitude bis 3,0M
 
Die Nova
Der Begriff 'nova stella' (neuer stern) wird erstmals 1592 von dem dänischen Astronomen Tycho Brahe benutzt. Er beobachtete in diesem Jahr das vermeintliche Aufleuchten eines neuen Sterns. Man weiss heute, dass Brahe das Ende eines massereichen Sterns, nach heutigem Sprachgebrauch eine Supernova, beobachtet hat. Schon die chinesischen Astrologen beobachteten Supernovae. Sie nannten diese Erscheinung treffender einen Gaststern.
Die von Brahes Beobachtung abgeleiteten, heutigen Begriffe Nova, Supernova und Hypernova beschreiben zunächst einmal eine plötzlich auftretende, extreme Helligkeitsänderung bei einem Stern, die mit der Umsetzung ungeheuerer Mengen an Energie in zeitlich kurzer Dauer einhergehen.
 
Die klassische Nova
Für eine Nova muss mindestens ein Doppelsternsystem vorliegen, bei dem die Himmelskörper in einem nahen Abstand zueinander platziert sind. Typischerweise sind dies ein Roter Riese und ein Weisser Zwerg oder Neutronenstern.
Aus den instabilen Hüllen des Roten Riesen kann in diesem Fall Materie zu dem massiven Begleiter fliessen. Die Astrophysiker vermuten nun, daß dieser Materiefluss eine Zeit anhält, bis der ohnehin hohe Gravitationsdruck auf dem Neutronenstern soweit angestiegen ist, dass die angesammelte Materie zu fusionieren beginnt. Die hierbei entstehende Energie könnte sowohl den Helligkeitsanstieg um das 5.000 bis 100.000 fache, wie auch die abgesonderten Gaswolken erklären. Bei schnellen Novae folgt nach dem Aufleuchten ein Abklingvorgang um drei Größenklassen in 100 Tagen. Bei langsamen Novae kann sich das Helligkeitsmaximum auf Jahre hindehnen, ebenso das Abklingen der Helligkeit. Dieser Vorgang kann sich in langen Abständen mehrfach wiederholen und bei einer kritischen Masse des massiven Partners, hin zur 8fachen Masse der Sonne, in einer Supernova enden. Bei dieser würde der massive Partner zerstört werde.

Andere Novatypen sind die rekurrente (wiederkehrende) Nova und die Zwergnova. Die rekurrente Nova ist von ihrer Heftigkeit her ein Zwischending zwischen der klassischen und der Zwergnova. Bei ihr geht man davon aus, dass sie auch zwischen einem Riesen und einem Hauptreihenstern auftreten kann, wenn zwischen diesen ein ungleichmässiger Materialfluss stattfindet.
Bei der Zwergnova hingegen sollen ein Weisser Zwerg (1 Sonnenmasse) und ein Roter Zwerg (0,1-0,2 Sonnemassen) beteiligt sein. Bei ihnen liegen zwischen den Ausbrüchen einige Tage bis hin zu mehreren Jahren.
 
Die Supernova
Supernovae treten bei Sternen mit mindestens der 8fachen Sonnenmasse auf, wenn die Fusion im Kern des Sterns keinen Brennstoff mehr findet. In diesem Fall ist das Verhältnis zwischen der Gravitationskraft, die den Stern zusammenziehen will und den thermischen Ausdehnungskräfte, die durch die atomare Fusion entstehen, gestört. Die Gravitation wird übermächtig.
Mit dem Ende der Fusion von Eisen stürzt der Kernbereich des Sterns im Verlauf weniger Minuten, also relativ schnell, zu einer kompakten, massiven Kugel zusammen. Die ebenfalls nachstürzenden Gase prallen auf diesem Kern auf, werden zurückgeworfen und durcheilen den Stern in entgegengesetzter Richtung. Hierdurch bilden sich Schockwellen, also Bereichen stark verdichteten, heissen Gases, in denen zusätzliche Fusionen eingeleitet werden. Dabei werden der Druck und die Temperatur augenscheinlich so drastisch und schnell erhöht, dass auf den höher liegenden Schalen erneut riesige Fusionsfeuer zu brennen beginnen. Deren Energiewucht zerreist den Gaskörper des Sterns. Im Verlauf weniger Stunden erreicht er eine Grösse vom Durchmesser unseres Sonnensystems. Seine Helligkeit steigt um 10 Grössenklassen, das Stadium der Supernova ist erreicht.
Der Kern des Sterns wurde von dem ungeheueren Druck der äusseren Explosion zu einem Neutronenstern oder zu einem Schwarzes Loch gepresst, die äusseren Gashüllen rasen mit Geschwindigkeiten von etwa 10.000 km/s ist das Weltall hinaus. Ein erheblicher Teil seiner Masse geht dem ehemaligen Stern damit verloren. Die Energie, die in dem kurzen Verlauf des Zusammenbruchs, in den Schalen um den Kern erzeugt wird, ist grösser als die Energiemenge, die der Stern während seines gesamten Lebens verstrahlte. So leuchtet die Supernova Explosion mit der Kraft von 10 Milliarden Sonnen hell auf. Die Helligkeitsänderung, um die es in diesem Kapitel geht, war allerdings einmalig.

Eine zweite Form von Supernovaexplosionen kann Weisse Zwerge in einem Doppelsternsystem ereilen, die unter Umständen mehrfach als Nova aufgeleuchtet sind. Bei jedem dieser Novaausbrüche verbleibt auch Materie auf dem Weissen Zwerg und vergrössert seine Masse. Übersteigt diese die Grenze zum 8fachen der Sonnenmasse, so setzt auch bei ihm der Ablauf einer Supernova ein, die allerdings zu der kompletten Zerstörung des Weissen Zwerges führt.
 
Die Hypernova
Die Hypernova ist ein bisher theoretisches Konstrukt. Man nimmt an, dass sie vom Grundsatz her einer Supernova entspricht, bei der jedoch ein Stern von mehr als der 25fachen Sonnenmasse beteiligt ist. Solche Sterne sind relativ selten, denn wenige Millionen Jahre nach ihrer Entstehung sind sie auch wieder ausgebrannt.
Sterne mit dieser Masse, so nimmt die Theorie an, könnten bei ihrem Ende unmittelbar zu Schwarzen Löchern zusammenbrechen und dabei einen der bisher nicht erklärbaren Gammastrahlenblitze abgeben.
Derartige Blitze sind seit den 1960iger Jahren bekannt, jedoch gelingt es erst seit 1997 die Blitze einem bestimmten Ort im All zuzuordnen. Seither konnten etwa fünfzig Gammastrahlenblitze, aufleuchtenden Lichtquellen zugeordnet werden, die allerdings allesamt sehr weit entfernt waren. Erst 2003 wurde mit dem Gamma Ray Burst vom 29.03.2003 (GRB030329) eine Quelle entdeckt, die mit 2,6 Mio Lichtjahren Abstand gute Beobachtungsmöglichkeiten bietet und an der die Theorie der Hypernova überprüfbarer wird.
Tabelle Supernovae

. Supernovae sind relativ seltene Erscheinungen. Heute werden pro Jahr etwa 6 Ausbrüche zumeist in anderen Galaxien beobachtet.

Jahr

Sternbild

Dauer / Monate

Maximalhelligkeit

Bemerkung

185

Zentaur

20

-8m

 

393

Skorpion

8

-1m

 

1006

Wolf

48

-8m bis -10m

 

1054

Stier

24

-3m5

Rest ist der Krebsnebel M1

1181

Cassiopeia

6

-1m

 

1572

Cassiopeia

16

-4m

Brahe

1604

Schlangenträger

12

-2m6

Kepler

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