Pulsierende Sterne

Es gibt Sterne, deren Körper sich in ständigem Wechsel ausdehnt und wieder zusammenzieht. Diese Pulsationen, die sich in veränderlicher Helligkeit ausdrücken, können regelmäßig oder unregelmäßig sein, ihre Dauer kann von ein paar Minuten bis zu vielen Jahrhunderten variieren. Das Auffinden und Überwachen veränderlicher Sterne gehört zu den ständigen Aufgaben der Astronomen. John Goodricke (1764-86) erkannte als erster, dass das merkwürdige »Zwinkern« von Algol im Perseus durch die periodische Bedeckung eines hellen Sterns durch seinen dunkleren Begleiter verursacht wird. Er entdeckte auch die Veränderlichkeit von δ Cephei, ohne zu ahnen, welche Rolle dieser Stern für die galaktische Forschung einst spielen würde. δ Cephei steht hoch am Nordhimmel und schwankt nur zwischen den Größen 3,6 und 4,3, so dass er nie auffällig, aber auch nie für das bloße Auge zu schwach wird. Seine Periode von 5,366 Tagen ist ganz regelmäßig. Später wurden andere Sterne des gleichen Typs entdeckt: η Aquilae (Periode 7,17 Tage), ζ Geminorum (10,2 Tage) und κ Pavonis (9,1 Tage). Inzwischen ist die Zahl verwandter Veränderlicher auf viele Tausend gestiegen. Man nennt sie Cepheiden. Die Perioden-Leuchtkraft-Beziehung
Die Cepheiden sind Riesensterne hoher Leuchtkraft. Nachdem sie schon einen Großteil ihrer Entwicklung hinter sich gebracht haben, sind sie instabil geworden. Sie unterscheiden sich aber sehr von den eruptiv veränderlichen Sternen, deren Verhalten nicht vorhersehbar ist. Die größte Bedeutung haben die Cepheiden dadurch erlangt, dass ihr Lichtwechsel einen Schluss auf ihre wahren Helligkeiten gestattet und damit die Bestimmung ihrer Entfernungen ermöglicht. Im Jahr 1912 war Henrietta Leavitt (1868 bis 1921) mit der Auswertung einiger fotografischer Aufnahmen des Sternsystems der Kleinen Magellanschen Wolke beschäftigt. Diese »Wolke« enthält Cepheiden: Frau Leavitt bemerkte, dass die Exemplare mit längerer Periode heller erschienen als die mit kürzerer Periode. Für alle praktischen Zwecke können nun aber die Sterne der Wolke als gleich weit entfernt angesehen werden – so wie etwa zwei Personen, von denen die eine bei der Freiheitsstatue und die andere auf dem Broadway in New York steht, für jemanden in Bonn oder München praktisch gleich weit entfernt sind. Also mussten die beobachteten Unterschiede der scheinbaren (von der Erde aus direkt messbaren) Helligkeiten echten Unterschieden der absoluten (auf eine einheitliche Entfernung bezogenen) Helligkeiten entsprechen. Folglich waren die Cepheiden mit den längeren Perioden wirklich heller, so, wie sie auf den Aufnahmen erschienen. Wenn aber die wahre Leuchtkraft eines Sterns zugleich mit seiner scheinbaren Helligkeit bekannt ist, lässt sich seine Entfernung berechnen. Natürlich mussten noch viele Korrekturen angebracht werden (besonders für die Absorption des Lichts im interstellaren Raum), aber das Prinzip war klar, und die Perioden-Leuchtkraft-Beziehung hat sich als wichtigste Grundlage für die Bestimmung von Entfernungen in der Milchstraße erwiesen. Über die Milchstraße hinaus
1923 fand Edwin Hubble (1889-1953) Cepheiden in einigen der im Fernrohr gewöhnlich wie Nebel aussehenden Sternsysteme, besonders in M 31 in der Andromeda. Sobald er ihre Perioden ermittelt hatte, konnte er die Entfernungen berechnen. Dabei stellte sich heraus, dass diese Cepheiden – somit auch die Spiralnebel selbst – weit außerhalb der Grenzen unserer Galaxie liegen. Ohne Hubbles Entdeckung passender Cepheiden, bei der ihm freilich deren enorme Leuchtkraft zu Hilfe kam, wäre es äußerst schwierig gewesen zu beweisen, dass es sich um echte extragalaktische Sternsysteme handelt. Allerdings erwiesen sich die ersten Entfernungsschätzungen als zu niedrig, weil in der Cepheiden-Skala ein Fehler steckte. Diesen entdeckte erst Walter Baade (1893-1960) im Jahr 1952. Hubble glaubte, die Andromeda-Spirale sei 750 000 Lichtjahre entfernt, in Wirklichkeit sind es aber mehr als 2 Millionen Lichtjahre. Cepheiden sind wegen ihrer Helligkeit sogar noch in Entfernungen von etwa 40 Millionen Lichtjahren nachzuweisen. Es gibt auch einige verwandte Veränderliche mit kürzeren Perioden von weniger als einem Tag, die alle ungefähr die gleiche Leuchtkraft zu haben scheinen, welche die unserer Sonne um nahezu das 90fache übertrifft. Nach dem bekanntesten Mitglied dieser Klasse heißen sie RR Lyrae-Sterne. Langperiodische Veränderliche
Die meisten Roten Riesen pflegen mehr oder weniger stark zu pulsieren und dabei ihre Leuchtkraft zu ändern. Ihre Perioden sind lang und unregelmäßig. Ihr berühmtester und am längsten bekannter Vertreter, nach dem sie auch oft benannt werden, ist Mira, der »Wunderbare« im Wal (o Ceti) mit einer Periode von ungefähr 331 Tagen, die leicht um eine Woche schwanken kann. Die Helligkeit im Maximum liegt zwischen 2. und 4. Größe, im Minimum ist Mira etwa 10. Größe und sogar im Feldstecher unsichtbar. Seine Entdeckung durch David Fabricius 1596 bildete eine Sensation, da der Stern noch auf keiner Karte verzeichnet war. Tatsächlich ist er auch während einer Periode immer nur etwa 4 Monate lang für das bloße Auge sichtbar. Es gibt darüber hinaus halbregelmäßige Veränderliche, wie Beteigeuze im Orion, mit geringen Amplituden und höchst unregelmäßigen Perioden. Solche Sterne haben Durchmesser von mehreren Hundert Millionen km.

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Info 21.01.2018 15:32
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