Pulsationsveränderlicher Stern

Ein pulsationsveränderlicher Stern ist ein normaler Stern, der durch einen inneren Anregungmechanismus pulsiert. Bei fast allen pulsierenden Sternen ist dies der κ-Mechanismus.

Geschichte

Bereits 1879 hat A. Ritter vorgeschlagen, dass Sterne radial schwingen können. Vorher war der Lichtwechsel von veränderlichen Sternen mit Bedeckungseffekten in einem Doppelsternsystem oder Rotationslichtwechsel erklärt worden. H. Shapley zeigte 1914, dass der streng periodische Lichtwechsel von δ Cephei nicht mit einem Bedeckungslichtwechsel zu erklären ist. Die beobachteten Radialgeschwindigkeiten in einem Doppelsternsystem würden bedeuten, dass die Sterne ineinander kreisen müssten.

Schwingungsarten

Pulsierende Veränderliche können radial oder nicht radial (im 90° Winkel zum Radiusvektor stehend) schwingen. Bei nicht radialen Pulsatoren kann die Rückstellkraft die Gravitation (g-mode), der Auftrieb (l-mode) oder der Druck (p-mode) sein. Die Schwingungen können in der Grundschwingungen und/oder Oberschwingungen erfolgen. Die Radiusänderung reicht von 0 bei nichtradialen Schwingungen bis zu 10 Prozent bei Cepheiden. Bei Roten Riesen gibt es einen kontinuierlichen Übergang der Atmosphäre zum interstellaren Medium, sodass eine Radiusänderung nicht angegeben werden kann.

Bedeutung

Die Bedeutung der Pulsationsveränderlichen in der Astrophysik sind:

• Cepheiden und RR-Lyrae-Sterne werden mit Hilfe der Perioden-Leuchtkraft-Beziehung zur Entfernungsmessung benutzt.
• Die Astroseismologie erlaubt eine modellunabhängige Analyse des Sternaufbaus.
• Bei doppelperiodischen Pulsationsveränderlichen ist eine Berechnung der Sternmasse möglich. Dies kann ansonsten nur in Doppelsternsystemen geschehen. Dort kann allerdings durch vorherigen Massentransfer der Aufbau der Sterne von dem eines Einzelsterns abweichen.

Nichtlineare Effekte

Die Schwingungen werden bei Roten Riesen nicht an einer Sternoberfläche reflektiert und laufen weiter durch die äußere Atmosphäre. Aufgrund der abnehmenden Dichte führt dies zur Entstehung von Schockwellen, die Teile der äußeren Atmosphäre über die Fluchtgeschwindigkeit hinaus beschleunigen. Das Ergebnis ist ein Massenverlust, der bei OH/IR-Sternen bis zu 10^-4 Sonnenmassen pro Jahr erreichen kann.

Untergruppen

• Alpha-Cygni-Sterne sind nicht radial pulsierende Überriesen mit einem Spektraltyp von Bep bis AepIa. Die unregelmäßig scheinenden Helligkeitsänderungen sind die Folge einer Überlagerung mehrerer nahe beieinander liegender Perioden. Die Zyklenlänge beträgt einige Tage bis Wochen.
• Beta-Cephei-Sterne (Beta-Canis-Majoris-Sterne): Hauptreihensterne mit dem Spektraltyp B0.5 bis B2 und geringen Amplituden
• Cepheiden sind radial pulsierende Überriesen mit Perioden zwischen 1 und 130 Tagen und Amplituden von bis zu 2 mag im Visuellen. Der Spektraltyp schwankt im Laufe des Lichtwechsels zwischen F und K, wobei der Spektraltyp im Minimum später wird mit der Länge der Periode. Die Bedeutung der Cepheiden liegt in der Perioden-Leuchtkraft-Beziehung, weshalb diese Veränderliche als Standardkerzen zur Entfernungsmessung innerhalb und außerhalb der Milchstraße verwendet werden. Bei den Cepheiden gibt es vier Untergruppen:
  • Die klassischen Cepheiden sind junge massereiche Sterne, die sich von der Hauptreihe wegentwickelt haben und den Instabilitätsstreifen mehrfach kreuzen. Sie gehören zur Scheibenpopulation und kommen in offenen Sternhaufen vor.
  • Die W-Virginis-Sterne sind Cepheiden bestehend aus alten Sternen, die zur sphärischen Population gehören. Sie haben eine Masse von weniger als einer Sonnenmasse, während sie bei den klassischen Cepheiden bei mehr als 3 Sonnenmassen liegt. Die Form der Lichtkurve unterscheidet sich zwischen den beiden Cepheiden-Arten und ebenso ihre Perioden-Leuchtkraft-Beziehung.
  • Die bimodalen Cepheiden vom Typ CEP(B) schwingen mit mindestens 2 Perioden.
  • Der DECPS Untertyp zeigt eine geringe Amplitude und symmetrische Lichtkurven. Diese Cepheiden pulsieren wahrscheinlich in der ersten Oberschwingung.
  • Die ungewöhnlichen Cepheiden (engl. anomalous Cepheids) mit dem Prototyp BL Boo. Diese Cepheiden haben Perioden von weniger als einem Tag wie RR-Lyrae-Sterne mit einer Leuchtkraft, die eher typisch für Cepheiden ist und 2 Magnituden über der von RR-Lyrae-Sternen liegt.
• Delta-Scuti-Sterne: Kurzperiodische Veränderliche in der Nähe der Hauptreihe mit Perioden von 0,02 bis 0,3 Tagen und meist geringen Amplituden, die in Ausnahmen bis zu 0,8 mag erreichen. Spektraltyp A bis F.
• SX-Phoenix-Sterne: Wie Delta-Scuti-Sterne, nur zur Poluation II gehörend.
• Gamma-Doradus-Sterne: Eine homogene Gruppe von Sternen mit der Spektraltyp F0 bis F2 und einer Position nahe an oder auf der Hauptreihe. Die Periode reicht von 0,4 bis 3 Tagen und die Amplitude erreicht bis zu 0,1 mag.
• Langperiodische blaue Veränderliche vom Spektraltyp B (LPB) mit Perioden um einen Tag.
• Zu den langperiodische Veränderlichen gehören:
  • Mira-Sterne: Riesensterne mit späten Spektraltyp (M, C oder S) mit Emissionslinien. Die Lichtkurven sind variabel und die Perioden reichen von 80 bis 1000 Tagen. Die Amplitude im Visuellen reicht von 2,5 bis 8 mag.
  • Halbregelmäßige (SR) und Unregelmäßige (L): Riesen und Überriesen des mittleren bis späten Spektraltyps. Es treten Quasiperioden in dem bereich von 30 bis einigen tausend Tagen auf.
• Bei den PV-Telescopi-Sternen handelt es sich um helium- und kohlenstoffreiche Veränderliche mit dem Spektraltyp Bp. Die Amplituden überschreiten nicht 0,1 mag bei Perioden zwischen 0,1 und einem Tag.
• RR-Lyrae-Sterne: Sterne mit einem regelmäßigen Lichtwechsel von bis zu 2 mag bei einer Periode zwischen 0,2 bis 1 Tag. Der Spektraltyp ist A bis F.
• RV-Tauri-Sterne: Helle Riesen und Überriesen mit Spektraltypen F bis K und abwechselnd tiefen und flachen Minima. Die Perioden liegen zwischen ungefähr 30 und 150 Tagen, wobei eine langperiodischer Lichtwechsel in der Größenordnung von 1000 Tagen überlagert sein kann. Die Amplitude kann bis zu 3 mag erreichen.
• Schnell pulsierende B Unterzwerge mit Perioden in der Größenordnung von Minuten bei geringer Amplitude.
• ZZ-Ceti-Sterne: Weiße Zwerge mit sehr kurzen Perioden unter 20 Minuten und geringen Amplituden
• Sonnenähnliche Pulsatoren: Die Schwingung wird nicht durch den κ-Mechanismus, sondern durch Konvektionsströmungen aufrechterhalten.

Sonstiges

Pulsare gehören trotz der Namensähnlichkeit zu den rotierenden Veränderlichen. Der Name stammt von dem gepulsten Radiosignal, das bei der Entdeckung von den Neutronensternen empfangen wurde.

Siehe auch

• Veränderlicher Stern
• Instabilitätsstreifen

Literatur

• Albrecht Unsöld, Bodo Baschek: Der neue Kosmos. 5. überarbeitete und erweiterte Auflage. Springer, Berlin u. a. 1991, ISBN 3-540-53757-0.
• Cuno Hoffmeister, Gerold Richter, Wolfgang Wenzel: Veränderliche Sterne. 3. überarbeitete Auflage. J. A. Barth, Leipzig 1990, ISBN 3-335-00224-5.
• John R. Percy: Understanding Variable Stars. Cambridge University Press, Cambridge u. a. 2007, ISBN 978-0-521-23253-1.