Halbregelmäßig veränderlicher Stern

Halbregelmäßig veränderliche Sterne sind Riesen oder Überriesen mit mittlerem bis spätem Spektraltyp. Sie zeigen teilweise oder ständig periodischen Lichtwechsel, welcher begleitet oder unterbrochen wird von Unregelmäßigkeiten in der Lichtkurve. Die Perioden liegen im Bereich zwischen 20 und mehr als 2000 Tagen, während die Form der Lichtkurve variabel in jedem Zyklus sein kann. Die Amplituden können von einigen Hundertstel bis zu mehreren Magnituden reichen (gewöhnlich sind es 1 bis 2 Magnituden im V-Filter)^[1].

Untergruppen

Halbregelmäßig veränderliche Sterne werden in folgende Gruppen unterteilt (SR steht für Semiregular variable star; neben der Schreibweise mit Kleinbuchstaben findet sich auch die Variante mit ausschließlich Großbuchstaben, also beispielsweise SRA statt SRa)^[2]:

• SRa: Späte Riesensterne in den Spektraltypen M, C, S oder Me, Ce, Se, die stets Perioden mit gewöhnlich kleinen Amplituden (weniger als 2,5 Magnituden im Visuellen) zeigen. Z Aquarii ist ein Beispiel dieser Klasse. Die Amplituden und die Formen der Lichtkurven sind veränderlich und die Perioden liegen in einem Bereich von 35 bis 1200 Tagen. Viele dieser Sterne unterscheiden sich von Mira-Veränderlichen nur dadurch, dass sie kleinere Amplituden der Helligkeit zeigen.

• SRb: Späte Riesensterne in den Spektraltypen M, C, S oder Me, Ce, Se mit schlecht definierter Periodizität (Durchschnittszyklen sind im Bereich von 20 bis 2300 Tagen) oder mit wechselnden Intervallen ihrer Periode und langsamen, unregelmäßigen Änderungen. Gelegentlich können einige von ihnen ihre Variationen für eine bestimmte Zeit gänzlich unterbrechen. RR Coronae Borealis und AF Cygni sind Beispiele für dieses Verhalten. Jeder Stern dieses Typs kann gewöhnlich einer bestimmten Periode zugeordnet werden. In einer Anzahl von Fällen kann auch eine gleichzeitige Präsenz von zwei oder mehreren Perioden beobachtet werden.

• SRc: Späte Überriesen in den Spektraltypen M, C, S oder Me, Ce, Se mit Amplituden von ca. 1^m und Perioden von 30 Tagen bis zu mehreren tausend Tagen. Der Granatstern μ Cephei ist ein heller Stern dieser Klasse.

• SRd: Riesen und Überriesen der Spektralklassen F, G, oder K , manchmal mit Emissionslinien in ihren Spektren. Die Amplituden ihrer Helligkeitsänderungen sind im Bereich von 0,1^m bis 4^m, und ihre Perioden liegen zwischen 30 und 1100 Tagen. SX Herculis und SV Ursae Majoris sind Vertreter dieser Klasse.

Kritik

Die oben aufgeführte Einteilung in Klassen beruht auf dem Aussehen der Lichtkurve, die häufig nur einen kurzen Zeitraum überdeckt, ausschließlich im optischen Bereich vorliegt und aufgrund von Schätzfehlern eine große Streuung aufweist. Die Klassifikation unterstützt nicht die Trennung nach astrophysikalischen Parametern und die Abgrenzung gegenüber Mira-Sternen und den langsam unregelmäßigen veränderlichen Sternen ist ungenau^[3]. Ein physikalischer Unterschied zwischen den langsam unregelmäßigen und den halbregelmäßig veränderlichen Sternen scheint überhaupt nicht zu existieren^[4]. Über das letzte Jahrzehnt sind im Rahmen der Suche nach Mikrolinseneffekten (EROS, MACHO, OGLE) tausende hochpräzise Lichtkurven von langperiodischen Veränderlichen angefallen. Während die Mirasterne stets mit der Grundfrequenz schwingen pulsieren die halbregelmäßigen sowie die langsam unregelmäßigen veränderlichen Sterne in einer oder mehreren Harmonischen^[5].

Siehe auch:

• Pulsationsveränderlicher Stern
• Benennung veränderlicher Sterne

Literatur

1. ↑ J.R. Percy: Understanding Variable Stars. Cambridge University Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-23253-1.
2. ↑ C. Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel: Veränderliche Sterne. 3 Auflage. Springer Verlag, Berlin 1990, ISBN 3-335-00224-5.
3. ↑ H.J. Habing, H. Olofson: Asymptotic Giant branch stars. Springer Verlag, Berlin 2003, ISBN 0-387-00880-2.
4. ↑ T. Lebzelter, M. Obbrugger: How semiregular are irregular variables?. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2009, arXiv:0902.3096.
5. ↑ Walter Nowotny, Bernhard Aringer, Susanne Höfner, Michael T. Lederer: Synthetic photometry for carbon-rich giants II. The effects of pulsation and circumstellar dust. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1103.5005.