- RR Lyrae-Stern
-
RR-Lyrae-Sterne sind eine Unterklasse der Cepheiden, die nach dem Stern RR Lyrae im Sternbild Lyra benannt sind. RR-Lyrae-Sterne verändern ihre Leuchtkraft streng periodisch, dabei verändert sich auch ihre Oberflächentemperatur (6000–7500 °C) und somit auch ihre Spektralklasse. Sie werden aufgrund ihres Vorkommens in Kugelsternhaufen auch Haufenveränderliche genannt.
Entdeckt wurden die RR-Lyrae-Sterne 1895 von Solon Irving Bailey durch die 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 80 Minuten bis 20 Stunden viel kürzer. Bei genauer Betrachtung unterschieden sie sich jedoch deutlich von den Cepheiden. Nach einem sehr steilen und kurzen Helligkeitsanstieg folgt ein langes Minimum der Intensität mit nahezu konstantem Minimallicht. Die Amplituden liegen zwischen 0,2 und 2 Größenklassen. Die RR-Lyrae-Sterne sind im Vergleich zu den Cepheiden wesentlich lichtschwächer. Nachdem man Anfangs RR-Lyrae-Sterne nur in Kugelhaufen gefunden hat, verteilen sich die heute etwa 6000 bekannten ungefähr zur Hälfte auf Kugelsternhaufen und so genannte Feldsterne außerhalb von Kugelhaufen.
Die RR-Lyrae-Sterne haben etwa die halbe Sonnenmasse, sind mit dem fünffachen Sonnendurchmesser allerdings größer als diese. Sie sind Riesensterne der Spektralklassen A und F und werden auch als Hauptveränderliche bezeichnet. Bei einigen dieser Sterne sind außerdem Form und Amplitude der Lichtkurve periodisch veränderlich, was sich durch den Blazhko-Effekt erklären lässt.
Sobald man die Periode dieser Objekte bestimmt hat, kennt man wegen der Perioden-Leuchtkraft-Beziehung ihre absolute Helligkeit und kann daraus die Entfernung berechnen. RR-Lyrae-Sterne haben eine mittlere absolute Helligkeit von etwa +0M.5 was einer Leuchtkraft von ca. 90 Sonnenleuchtkräften entspricht.
Auf Grund ihres relativ hohen Alters weisen sie einen geringen Anteil an schweren Elementen auf, wenngleich die chemische Zusammensetzung recht unterschiedlich sein kann. Die metallreichsten Sterne dieser Kategorie weisen Anteile wie die Sonne auf, während andere nur etwa ein Hundertstel des Metallanteils unserer Sonne besitzen.
Siehe auch
Weblinks
Wikimedia Foundation.
