Unregelmäßig veränderliche Sterne

Nicht alle veränderlichen Sterne lassen sich in ihrem Verhalten vorausberechnen. Auch von solchen unregelmäßigen Veränderlichen gibt es verschiedene Gruppen. So haben z. B. alle halbregulären Sterne, wie Beteigeuze, nur näherungsweise angebbare Perioden. Sterne wie R Coronae Borealis zeigen normalerweise ein anhaltendes Maximum und sinken nur gelegentlich unvorhersehbar auf ein Minimum ab. »Zwergnovae« wie U Geminorum befinden sich dagegen normalerweise im Minimum der Helligkeit und erleben nur manchmal plötzliche Ausbrüche maximaler Leuchtkraft, um dann rasch wieder abzusinken. RV Tauri-Sterne sind Riesen vom Spektraltyp G bis K und haben abwechselnd tiefe und flache Minima, denen sich völlig unregelmäßige Zeitintervalle überlagern. Eruptiv veränderliche Sterne wie der M-Riese UV Ceti nehmen innerhalb von Minuten plötzlich an Helligkeit zu und bleiben nur kurz im Maximum, so dass man ihren Lichtwechsel laufend verfolgen kann. Wiederkehrende Novae haben plötzliche, heftige Ausbrüche über Perioden von Jahren. Beispielsweise explodierte T Coronae Borealis 1866 und dann wieder 1946. Gewöhnliche Novae erfahren nur einen Ausbrach, um danach wieder in ihre frühere Unauffälligkeit dahinzuschwinden. Ein Sonderfall ist η Carinae, man kann ihn als Pseudo-Nova bezeichnen. Von unregelmäßigen Veränderlichen und Novae zeichnet man in der gleichen Weise Lichtkurven wie für pulsierende Sterne, indem man die scheinbare Helligkeit über der Zeit aufträgt. Als scheinbare Helligkeit wird die Größenklasse bezeichnet, in der ein Stern von der Erde aus erscheint. Daneben gibt es den Begriff der absoluten Helligkeit als derjenigen Größenklasse, in der ein Stern aus einer bestimmten Entfernung von 10 Parsec = 32,62 Lichtjahren erscheinen würde. Der Zahlenwert der Größenklasse ist jeweils um so größer, je schwächer der Stern ist. Für besonders helle Sterne muss man daher negative Größenklassen verwenden. Halbreguläre und irreguläre Sterne
Die meisten halbregulären Sterne sind Rote Riesen, die pulsieren. Dazu gehört Beteigeuze im Orion, der manchmal fast Rigel an Helligkeit erreicht und im Mittel mit 0,85 Größenklassen dem Aldebaran vergleichbar ist. Zwischen Minimum und Maximum liegen etwa 5 bis 6 Jahre, aber die Unregelmäßigkeiten sind sehr ausgeprägt. Ein anderer halbregulärer Veränderlicher, der leicht ohne Fernrohr zu sehen ist, ist Rasalgethi (α Herculis). Die meisten dieser Sterne sind allerdings teleskopische Objekte und weisen nur geringe Helligkeitsänderungen auf, die nicht ohne empfindliche lichtelektrische Verfahren nachgewiesen und verfolgt werden können. Auch die meisten irregulären Sterne sind nur im Fernrohr zu beobachten. Aber γ Cassiopeiae kann fast so hell erscheinen wie Castor in den Zwillingen. Dies geschah 1936, es gab große Veränderungen des Spektrums – offenbar hatte der Stern eine Gashülle abgestoßen. Besonders problematisch ist η Carinae am Südhimmel. In der Mitte des 19. Jh. wurde er allein vom Sirius an Helligkeit übertroffen, seit 1867 ist er jedoch nur noch mit Feldstecher zu erkennen. Er ist orangerot und von Nebel umgeben. Im Fernrohr erscheint er als kleiner Fleck, nicht scharf wie ein normaler Stern. Seine absolute Helligkeit ist sehr groß. R Coronae Borealis- und U Geininorum-Sterne
Der Prototyp einer Klasse, von der noch kein halbes Dutzend Vertreter bekannt sind, ist R Coronae Borealis in der Nördlichen Krone. Diese Sterne zeigen bei meist konstantem Maximum gelegentliche unvorhersehbare Minima. Sie sind arm an Wasserstoff, aber reich an Kohlenstoff. Man vermutet, dass die Minima dadurch entstehen, dass sich Kohlenstoffteilchen in der äußeren Atmosphäre ansammeln und zeitweilig die Strahlung abdecken. Die Sterne vom Typ U Geminorum oder SS Cygni verharren gewöhnlich im Minimum, erleben aber plötzliche Helligkeitsausbrüche. Bei SS Cygni vergehen zwischen zwei Ausbrüchen durchschnittlich sechs Wochen. Wir wissen heute, dass alle Sterne dieses Typs enge Doppelsternsysteme darstellen, wobei ein Weißer Zwerg mit einem »späten« Roten Zwerg kombiniert ist. Normale und wiederkehrende Novae
Eine Nova ist nicht ein neuer, sondern ein zuvor unauffälliger Stern, der einen plötzlichen Helligkeitsanstieg erfahren hat. Manche Novae sind sehr hell gewesen, z. B. überschritten sowohl die Nova Persei von 1901 als auch die Nova Aquilae von 1918 im Maximum die 1. Größe. Wenn eine Nova ihr Maximum hinter sich hat, schwindet ihre Helligkeit – oft erst im Laufe von Jahren – auf den Ausgangswert. Vielleicht betrifft der Ausbruch nur die äußeren Schichten der Novae. Bei einer Supernova wird dagegen der Stern in seiner ganzen Struktur zerstört. Viele, möglicherweise sogar alle Novae sind spektroskopische Doppelsterne. Wiederkehrende (rekurrierende) Novae sind solche, bei denen mehr als ein Ausbruch beobachtet wurde, ihre Zahl ist gering. Beispielsweise flammte T Coronae Borealis 1866 von der 9. zur 2. Größe auf. 1946 wieder von der 10. zur gut 3. Größe. Wegen der geringen Normalhelligkeit ist die Größenklasse einer Nova vor dem Ausbruch nur in Ausnahmen bekannt. Ein solcher Fall war HR Delphini von 1967, die von der 12. auf die 3. Größe anstieg und seither wieder unter die 11. Größe abgesunken ist. Ihre Entfernung beträgt etwa 30 000 Lichtjahre – der Ausbruch ereignete sich also in vorgeschichtlicher Zeit.

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Info 18.12.2017 00:06
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