Darstellung eines aufflammenden Sterns, der Supernova 1987A, gesehen durch das Very Large Telescope (VLT) der ESO
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Veränderliche Sterne, variable Sterne oder kurz Veränderliche, sind Sterne, die von der Erde aus gesehen relativ kurzfristige Helligkeitsschwankungen aufweisen, deren Ursache nicht durch Vorgänge im Sonnensystem erklärt werden kann – wie z. B. dem Funkeln der Sterne (Szintillation), das durch die Luftunruhe der Erdatmosphäre hervorgerufen wird. Die Helligkeit veränderlicher Sterne schwankt mit Perioden, die im Vergleich zur allgemeinen Sternentwicklung als sehr kurz anzusehen sind. Lichtwechsel können innerhalb von Stunden, Tagen bis hin zu Jahrzehnten bis Jahrhunderten beobachtet werden. Man unterscheidet zwei unterschiedliche Arten von Veränderlichkeit:
- Intrinsische Veränderlichkeit, bei der sich die Leuchtkraft des Sterns ändert.
- Extrinsische Veränderlichkeit, bei der die Leuchtkraft konstant, jedoch die aus Sicht der Erde sichtbare Helligkeit veränderlich ist. Ein Beispiel ist Bedeckungsveränderlichkeit, bei der ein Stern von einem Begleiter verdeckt wird.
Früher wurden veränderliche Sterne als etwas Besonderes angesehen. Heutzutage nimmt man an, dass alle Sterne im Laufe ihrer Entwicklung zeitweise Helligkeitsschwankungen zeigen, denn in den letzten Jahrzehnten haben Beobachtung und Entwicklung der Messtechnik das Wissen über veränderliche Sterne erweitert. Dadurch hat sich auch die Zahl der Sterne, an denen man Helligkeitsvariationen feststellen kann, um ein Vielfaches erhöht. Durch die Steigerung der Messgenauigkeit ist es komplizierter geworden, eine allgemeingültige Definition zu finden, um veränderliche Sterne von den unveränderlichen abzugrenzen:
- Der Lichtwechsel ist im optischen, im nahen ultravioletten oder im nahen infraroten Bereich beobachtbar.
- Die fotometrisch messbaren Amplituden haben sich in den letzten 100 Jahren von etwa 0,05 mag auf 0,0001 mag bei Satellitenmessungen verfeinert, was eine Grenzziehung zu „unveränderlichen“ Sternen relativiert.
Die ersten Beschreibungen von Veränderlichen finden sich in chinesischen Chroniken. Die neuen Sterne waren entweder Novae oder Supernovae. Allerdings kann es sich auch um Kometen oder Planetenkonstellationen gehandelt haben. Nach dem Aristotelischen Weltbild war der Himmel ewig und alle Änderungen Erscheinungen der Atmosphäre. Es gibt daher keine Berichte über veränderliche Sterne aus der Antike. Erst mit dem Beginn der Renaissance wurden die veränderlichen Sterne wahrgenommen.
Veränderliche Sterne sind in vielfacher Weise für Astrophysik interessant:
- Veränderliche Sterne sind die Grundlage für die Entfernungsmessung innerhalb und außerhalb der Milchstraße über die Perioden-Leuchtkraft-Beziehung bei pulsierenden Veränderlichen und durch die identische Maximalhelligkeit aller Supernovae vom Typ Ia.
- Die Asteroseismologie bei pulsierenden Veränderlichen ermöglicht durch die Analyse von Schwingungen in einem Stern einen Einblick in den inneren Aufbau.
- Bei doppelperiodischen Pulsationsveränderlichen ist eine Berechnung der Sternmasse möglich. Dies kann ansonsten nur in Doppelsternsystemen geschehen. Dort kann allerdings durch vorherigen Massentransfer der Aufbau der Sterne von dem eines Einzelsterns abweichen.
- Bei Bedeckungsveränderlichen wird eine Auflösung der Sternoberfläche durch die Analyse der Helligkeitsänderung erreicht, wenn ein Stern einen zweiten verdeckt.
- Bei periodischen Veränderlichen können kleinste Änderungen des Sternaufbaus gefunden werden, da sich diese Veränderungen aufsummieren und damit leichter nachweisbar sind als bei einer direkten Messung.
- Keine Klassifikation erfordert einen geringeren Aufwand als die Messung der Helligkeit. Daher werden Veränderliche Sterne für stellarstatistische Untersuchungen verwendet, wenn die Sterne zu lichtschwach für die Aufnahme von Spektren sind.
Wesentliche Gruppierungen aus dem General Catalogue of Variable Stars (GCVS) sind:
- Bedeckungsveränderliche,
- Rotationsveränderliche,
- Pulsationsveränderliche,
- kataklysmische Veränderliche,
- eruptive Veränderliche,
- Röntgendoppelsterne.
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Zur Benennung veränderlicher Sterne wurde ein an die Bayer-Bezeichnungen angelehntes System entwickelt, bei dem eine Kennung gefolgt vom lateinischen Genitiv des Sternbildnamens verwendet wird.
Veränderliche Sterne ohne Bayer-Bezeichnung werden mit speziellen Namen versehen: Der erste Veränderliche innerhalb einer Konstellation heißt R, der nächste S, dann T und so weiter (z. B. R Doradus). Als dies mit den verbesserten astrofotografischen Möglichkeiten nicht mehr ausreichte, wurden zweistellige Bezeichnungen eingeführt (z. B. VY Canis Majoris).
Da in früheren Jahrhunderten nur wenige veränderliche Sterne bekannt waren, erschien es vernünftig, die lateinischen Großbuchstaben ab R als Kennung zu verwenden, also beispielsweise R Lyrae. Dadurch sollte eine doppelte Vergabe von großen lateinischen Buchstaben, die auch bei den Bayer-Bezeichnungen im Sternbild Schwan bis Q verwendet wurden, ausgeschlossen werden.
Mit dem Aufkommen der Fotografie im 19. Jahrhundert stieg allerdings die Anzahl der entdeckten Veränderlichen rasch an. Dadurch erreichte das Namenssystem beim Buchstaben Z seine Grenze (insgesamt 9 Sterne), obwohl in vielen Sternbildern noch weitere Veränderliche zu benennen waren. Das Benennungssystem wurde daher um Doppelbuchstaben erweitert, zunächst von RR bis ZZ (45 Sterne), dann noch einmal von AA bis QZ (280 Sterne).
Als auch dies nicht mehr ausreichte (insgesamt 334 Sterne pro Sternbild), wurde vorgeschlagen, einfach die Bezeichnungen V1, V2, V3, usw. zu verwenden – das V für veränderlich, gefolgt von einer fortlaufenden Nummer. Da einige der vergebenen Namen jedoch bereits fest etabliert waren, etwa für RR-Lyrae-Sterne und W-Ursae-Maioris-Sterne, wurde dieses neue System erst ab der Nummer V335 eingesetzt (z. B. V452 Scuti).
So bedeutet:
- R Leonis: der 1. veränderliche Stern, der im Sternbild Löwe entdeckt wurde.
- UY Scuti: der 38. veränderliche Stern, der im Sternbild Scutum entdeckt wurde.
- VV Cephei: der 40. veränderliche Stern, der im Sternbild Kepheus entdeckt wurde.
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Eine Supernova ist das kurzzeitige, helle Aufleuchten eines massereichen Sterns am Ende seiner Lebenszeit durch eine Explosion, bei welcher der ursprüngliche Stern selbst vernichtet wird. Die Leuchtkraft des Sterns nimmt dabei millionen- bis milliardenfach zu, er wird für kurze Zeit so hell wie eine ganze Galaxie.
Man kennt zwei grundsätzliche Mechanismen, nach denen Sterne zur Supernova werden können:
- Massereiche Sterne mit einer Anfangsmasse von mehr als etwa acht Sonnenmassen, deren Kern am Ende ihrer Entwicklung und nach Verbrauch ihres nuklearen Brennstoffs kollabiert. Hierbei kann ein kompaktes Objekt, etwa ein Neutronenstern (Pulsar) oder ein Schwarzes Loch, entstehen. Dieser Vorgang wird als Kollaps- bzw. hydrodynamische Supernova bezeichnet.
- Sterne mit geringerer Masse, die in ihrem vorläufigen Endstadium als Weißer Zwerg Material akkretieren (z. B. von einem Begleiter in einem Doppelsternsystem), durch Eigengravitation kollabieren und dabei durch einsetzendes Kohlenstoffbrennen zerrissen werden. Dieses Phänomen wird als thermonukleare Supernova oder Supernova vom Typ Ia bezeichnet.
Bekannte Supernovae sind die Supernova 1987A in der Großen Magellanschen Wolke und Keplers Supernova (1604). Speziell letztere und Tycho Brahes Supernova (1572) haben die Astronomie beflügelt, da dadurch die klassische Auffassung von der Unveränderlichkeit der Fixsternsphäre endgültig widerlegt wurde. Der wohl bekannteste Supernovaüberrest ist der Krebsnebel (Supernova 1054) im Sternbild Stier.
Supernovae werden mit dem Vorsatz „SN“, ihrem Entdeckungsjahr und einem alphabetischen Zusatz benannt. Also z. B. SN 1987A (erdnächste Supernova, die seit der Supernova 1604 beobachtet werden konnte).
Man geht davon aus, dass im beobachtbaren Universum pro Sekunde etwa 20 bis 30 Supernovae explodieren. In der Milchstraße wurden die letzten, freiäugig sichtbaren Supernovae 1572 von Brahe und 1604 von Kepler beobachtet. Eine sehr weit entfernte folgte noch 1680, war aber nur teleskopisch sichtbar. Für die moderne Astrophysik bedeutsam wurde hingegen die SN 1885A in der Andromedagalaxie und vor allem jene von 1987 in der relativ nahen Großen Magellanschen Wolke. Letztere begründete rückblickend den jungen Wissenschaftszweig der Neutrinoastronomie. [3]
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Eine Nova ist ein Helligkeitsausbruch in einem engen Doppelsternsystem aufgrund einer explosiven Zündung des Wasserstoffbrennens auf der Oberfläche eines Weißen Zwergs. Das Doppelsternsystem bleibt durch den Novaausbruch weitgehend unbeeinflusst. Erneut kann Materie von der anderen Komponente dem Weißen Zwerg zufließen. Novae gehören zu den kataklysmischen Veränderlichen.
Nicht mehr zu den (klassischen) Novae zählen:
- Die Supernovae sowie die hypothetischen Hypernovae, bei denen eine thermonukleare Reaktion den explodierenden Stern umwandelt oder vernichtet.
- Die Zwergnovae, bei denen eine Akkretionsscheibe um einen weißen Zwerg in zyklischen Abständen aufleuchtet.
- Die früher als extrem langsame Novae bezeichneten Ausbrüche von symbiotischen Sternen, die ebenfalls die Folge eines Aufleuchtens einer Akkretionsscheibe sind.
- Die Leuchtkräftigen Roten Novae, die bei einer Verschmelzung zweier Sterne in einem Doppelsternsystem entstehen.
- Die Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen, deren Veränderlichkeit durch variable Sternwinde und die Bildung von Pseudophotosphären entsteht.
- Röntgennovae, die wie Zwergnovae eine Instabilität in der Akkretionsscheibe aufweisen und aufgrund des kompakten Begleiters ihre Energie überwiegend als Röntgenstrahlung abgeben.
- Die hypothetischen Quarknovae. Diese Detonationen ergeben sich aus theoretischen Modellen, wenn ein Neutronenstern dem Druck durch Gravitation nicht mehr widerstehen kann und in einen hypothetischen Quarkstern kollabiert.
- Mini-Supernovae verfügen über eine tausendfach stärkere Leuchtkraft als normale Novae und entstehen wahrscheinlich bei der Verschmelzung eines Neutronensterns mit einem Neutronenstern oder eines Neutronensterns mit einem schwarzen Loch. Ihre Leuchtkraft ist die Folge des Zerfalls radioaktiver Nuklide, die in einer Stoßwelle bei einem solchen Merger synthetisiert werden.
- Makro-Novae sind das hypothetische Ergebnis einer Verschmelzung zweier Neutronensterne, aus der ein Millisekundenmagnetar hervorgeht. Bei einer Makronova sollte ein schnell rotierender massiver Neutronenstern mit einem starken Magnetfeld entstehen. Aus dem Magnetfeld und dem Drehmoment kann eine große Energiemenge innerhalb von 100 bis 10.000 Sekunden extrahiert werden und das Modell der Makro-Novae wird zur Beschreibung des Nachleuchtens von Gamma Ray Bursts verwendet.
- Die Un-Novae sind fehlgeschlagene Kernkollaps-Supernovae, bei denen der Vorläuferstern direkt in ein schwarzes Loch kollabiert und dabei nur wenig bzw. keine elektromagnetische Strahlung emittiert.
- Eine hypothetische Merger-Nova entsteht bei der Verschmelzung zweier Neutronensterne, wodurch ein schnell rotierender und stark magnetischer Neutronenstern mit großer Masse entsteht. Das Magnetfeld des Magnetars interagiert mit der zirkumstellaren Umgebung und erzeugt dabei einen kurzfristigen Ausbruch elektromagnetischer Strahlung, dessen Leuchtkraft die einer Supernova übertrifft.
Arten von Novae:
- Klassische Novae
- Symbiotische Novae
- Rekurrierende Novae
- Neon-Novae
- Helium-Novae
- Gammastrahlen-Nova
Der „General Catalogue of Variable Stars“ listet aktuell etwa 400 Sterne, welche in eine der Untergruppen der Novae eingeteilt werden (knapp 1% der Sterne in diesem Katalog). Davon sind die klassischen Novae (NA) mit etwa 250 Sternen die größte Gruppe.
In den letzten Jahren sind im Durchschnitt um die 12 Novae pro Jahr in der Milchstraße entdeckt worden. Die Rate der erwarteten Novae für die Milchstraße liegt bei 30–80 pro Jahr abgeleitet aus der Novahäufigkeit der Andromedagalaxie M31. [4]
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