RR-Lyrae-Stern

RR-Lyrae-Sterne sind pulsationsveränderliche Sterne mit einem regelmäßigen Lichtwechsel und einer Periode von 0,2 bis 1,2 Tagen. Die Helligkeitsamplituden betragen bis zu 2 Magnitudine und der Spektraltyp A bis F. Sie werden aufgrund ihres häufigen Vorkommens in Kugelsternhaufen auch Haufenveränderliche genannt.

Geschichte

Entdeckt wurden die RR-Lyrae-Sterne 1895 von Solon Irving Bailey bei der Analyse mehrerer Aufnahmen von Kugelsternhaufen der Boyden Station des Harvard College Observatory in Arequipa, Peru. Die gefundenen Veränderlichen wiesen in ihren Lichtkurven starke Ähnlichkeit mit den Cepheiden auf, allerdings waren ihre Perioden im Vergleich mit den Cepheiden mit zwischen 80 Minuten bis 20 Stunden viel kürzer. Der erste im galaktischen Feld gefundene Veränderliche dieses Typs war wohl Mu Leporis, aber erst der Prototyp RR Lyrae im Sternbild Lyra wurde von Pickering als nicht unterscheidbar von den Haufenveränderlichen bezeichnet.

Untergruppen

RR-Lyrae-Sterne werden anhand ihrer Lichtkurve in drei Untergruppen eingeteilt^[1]:

• RRab: Diese Untergruppe stellt mit einem steilen Anstieg und einer großen Amplitude die Mehrheit der entdeckten RR Lyrae Sterne. Aufgrund der größeren Entdeckungswahrscheinlichkeit ist die scheinbar große Häufigkeit ein Selektionseffekt. Die Sterne pulsieren in der Grundschwingung mit einer Periode zwischen 0,3 und 0,9 Tagen. Sie werden auch als RR0-Sterne bezeichnet.
• RRc: Der Lichtwechsel ist sinusförmig und die Amplitude übersteigt nicht 0,6 Magnitudine. Diese Sterne pulsieren in der ersten Oberschwingung mit einer Periode von 0,2 bis 0,5 Tagen. Eine alternative Bezeichnung ist RR1.
• RRd: Bei dieser Untergruppe pulsiert der Veränderliche mit zwei oder mehr Perioden vergleichbarer Amplitude.

Einordnung

RR-Lyrae-Sterne haben etwa eine halbe Sonnenmasse, einen ungefähr fünffachen Sonnendurchmesser und die Riesensterne verändern ihre Oberflächentemperatur im Laufe der Periode zwischen 6000–7500 °C. Die Ursache der Veränderlichkeit ist der Kappa-Mechanismus wie bei den Cepheiden. Es handelt sich um entwickelte Sterne auf dem Horizontalast im Hertzsprung-Russell-Diagramm. Dabei wandern sie vom Roten Riesenast kommend nach links und wieder zurück, wobei sie den Instabilitätsstreifen kreuzen. RR-Lyrae-Sterne werden in Kugelsternhaufen, dem galaktischen Halo, dem [Bulge] der Milchstraße sowie seit neuestem in extragalaktischen Systemen gefunden. Der Anteil an schweren Elementen in ihrer Atmosphäre ist gering und beträgt zwischen 0,00001 und 0,01 des Anteils der Sonne^[2].

Periodenänderung

Da die RR-Lyrae-Sterne einen streng periodischen Lichtwechsel zeigen, sollten kleine Änderungen durch Aufsummierung im Laufe der Zeit zu einer Verschiebung des Zeitpunkts der maximalen Helligkeit führen. Ziel war es anhand dieser die Richtung und Geschwindigkeit beim Durchlaufen des Instabilitätsstreifens zu messen. Die Beobachtungen zeigen dagegen unregelmäßige und abrupte Periodenänderungen, deren Ursache nicht bekannt ist^[3].

Blazhko-Effekt

Dem regelmäßigen Lichtwechsel kann eine langfristige Modulation der Lichtkurve zwischen 10 und 500 Tagen überlagert sein. Diese verändert die Form der Lichtkurve. Es sind mehrere Hypothesen entwickelt worden um den Blazhko-Effekt zu erklären:

• Eine überlagerte (nicht-radiale) Pulsation höherer Ordnung
• Modifikation der Pulsation durch ein stellares Magnetfeld und Rotation
• Eine 9:2 Resonanz zwischen der Grundfrequenz und der 9 Oberschwingung
• Eine veränderliche turbulente Konvektion verursacht durch eine quasi-periodische Änderung des stellaren Magnetfeldes

Diese Hypothesen werden durch neue Beobachtungen der COROT- und Kepler-Satellitenmissionen nicht unterstützt, da starke Änderungen der Blazhko-Periode bereits von Zyklus zu Zyklus beobachtet wurden^[4],^[5]. Neben den RR-Lyrae-Sternen ist der Blazhko-Effekt auch bei den Cepheiden sowie den Delta-Scuti-Sternen nachgewiesen worden. Ob langperiodische Modulationen in den Lichtkurven von sdB-Sternen und Weißen Zwergen ebenfalls auf dem Blazhko-Effekt beruhen ist Gegenstand aktueller wissenschaftlicher Diskussionen^[6].

RR-Lyrae-Sterne als Sonden

Die Pulsationsmassen von RR Lyrae Sternen liegen bei 0,7 Sonnenmassen und damit sind diese entwickelten massenarmen Sterne mindestens 10 Milliarden Jahre alt. Deshalb können RR-Lyrae-Sterne nur in Sternpopulationen des Typs II auftreten und sind ein leicht zu bestimmender Indikator für die Entwicklungsgeschichte eines Sternsystems. Daneben kann mit Hilfe dieser Veränderlicher Sterne sowohl die Metallhäufigkeit als auch die Entfernung innerhalb der lokalen Gruppe abgeleitet werden.

Die absolute Helligkeit beträgt zwischen +0^M.5 und +1^M. Sie ist abhängig von der Periode, der Masse und der mittleren Oberflächentemperatur. Diese Faktoren werden zu einer Perioden-Leuchtkraft-Beziehung zusammengefasst. Aufgrund dieser Beziehung kann mit RR-Lyrae-Sternen aufgrund der Abhängigkeit von der Oberflächentemperatur auch die Extinktion innerhalb eines Sternsystems untersucht werden, da diese zu einer Rötung des Sternlichts führt^[7].

Prestonsche Spektralindex

Die Untersuchung der Spektren von RR-Lyrae-Sternen ergab eine geringere Metallhäufigkeit, die Häufigkeit von Elementen schwerer als Lithium, als in der Sonnenatmosphäre. Diese Unterhäufigkeit wird quantifiziert mit dem Prestonschen Spektralindex ΔS. Er ist definiert als das Zehnfache der Differenz zwischen dem Spektraltyp abgeleitet von den Wasserstofflinien und dem Spektraltyp abgeleitet von den Kalziumlinien. RR-Lyrae-Sterne mit ΔS < 3 befinden sich in der Milchstraßenebene und haben Perioden kleiner als 0,4 Tage. Dagegen sind die metallarmen RR-Lyrae-Veränderlichen mit ΔS > 5 Sterne des galaktischen Halos und ihre Perioden sind im allgemeinen größer als 0,4 Tage. Bei der Anwendung der Perioden-Leuchtkraft-Beziehung mit RR-Lyrae-Sternen muss daher stets die Metallhäufigkeit berücksichtigt werden^[8].

Oosterhoffsche Dichotomie

1939 entdeckte der niederländische Astronom P. Oosterhoff bei der Bearbeitung von RR-Lyrae-Sternen in Kugelsternhaufen der Milchstraße, dass es keine kontinuierliche Verteilung der Perioden gibt. Entweder beträgt die mittlere Periode von RRab-Sternen 0,55 Tage oder aber 0,65 Tage. Auch bei RRc-Sternen liegt eine entsprechenden Zweiteilung vor, die heute als Oosterhoff-Gruppen I und II bezeichnet werden. Die Dichotomie ist insofern überraschend, als es keinen Parameter für Kugelsternhaufen gibt, der in zwei unterscheidbaren Ausprägungen auftritt wie Alter oder chemische Zusammensetzung. Bei den Zwerggalaxien der Milchstraße wurde im Gegensatz zu den Kugelsternhaufen eine kontinuierliche Verteilung der mittleren Periodenlänge von RR-Lyrae-Sternen beobachtet.

Die meistens verwendete Erklärung für die Oosterhoffsche Dichotomie nimmt einen Hystereseeffekt bei der Entwicklung der RR-Lyrae-Sterne auf dem Horizontalast an. Die Hysterese behindert einen Wechsel der Pulsation zwischen der Grundschwingung (RRab) und der Oberschwingung (RRc). Bei der metallärmeren Gruppe II beginnt die RR-Lyrae-Phase bei höheren Temperaturen und die Entwicklung führt im Hertzsprung-Russell-Diagramm nach rechts. Dagegen entwickeln sich die Gruppe-I-Sterne von niedrigen Temperaturen nach links und wechseln später von der RRab- in die RRc-Phase.

In Zwerggalaxien der lokalen Gruppe und deren Kugelsternhaufen tritt die Oosterhoffsche Dichtonomie nicht auf. Die Verteilung der Perioden der RR-Lyrae-Sterne in diesen Sternsystemen ist kontinuierlich. Die manchmal auch Oosterhoffsche Zwischenobjekte genannten veränderliche Sterne stellen bei einigen Kugelsternhaufen außerhalb der Milchstraße den größten Anteil alle RR-Lyrae-Sterne. Dies ist nicht vereinbar mit der Annahme, dass die Milchstraße in der Vergangenheit Zwerggalaxien eingefangen hat und deren Kugelsternhaufen nun Bestandteil der Milchstraße sind^[9].

Siehe auch

• Veränderlicher Stern

Weblinks

• Entfernungsbestimmung von Kugelsternhaufen M15 mittels RR-Lyrae-Sternen

Literatur

1. ↑ A. Umsold, B. Baschek: Der neue Kosmos. 5 Auflage. Springer, Berlin 1991, ISBN 3-540-53757-0.
2. ↑ C. Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel: Veränderliche Sterne. 3 Auflage. Springer, Berlin 199, ISBN 3-335-00224-5.
3. ↑ J.R. Percy: Understanding Variable Stars. Cambridge University Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-23253-1.
4. ↑ J. Robert Buchler, Zoltan Kollath: On the Blazhko Effect in RR Lyrae Stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2010, arXiv:1101.1502.
5. ↑ R. Smolec, P. Moskalik, K. Kolenberg, S. Bryson, M. T. Cote, R. L. Morris: Variable turbulent convection as the cause of the Blazhko effect - testing the Stothers model. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1102.4845.
6. ↑ Michel Breger: The Blazhko Effect in Delta Scuti and Other Groups of Pulsating Stars. In: VARIABLE STARS, THE GALACTIC HALO AND GALAXY FORMATION. 2010, S. 111-116.
7. ↑ Ata Sarajedini: RR Lyrae Variables in M31 and M33. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1105.5116v1.
8. ↑ H.A. Smith: RR Lyrae Stars. Cambridge University Press, Cambridge 2003, ISBN 0-521-54817-9.
9. ↑ Charles A. Kuehn, Horace A. Smith, Marcio Catelan, Barton J. Pritzl, Nathan De Lee, Jura Borissova: VARIABLE STARS IN LARGE MAGELLANIC CLOUD GLOBULAR CLUSTERS I: NGC 1466. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1107.5515v1.