Pulsierende Sterne - Institut für Theoretische Astrophysik
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<strong>Pulsierende</strong> <strong>Sterne</strong><br />
und andere Veränderliche<br />
H.-P. Gail<br />
<strong>Institut</strong> für <strong>Theoretische</strong> <strong>Astrophysik</strong>, Universität Heidelberg<br />
Vorlesung im SS 2012
2.4 Mira <strong>Sterne</strong><br />
Eine weitere Gruppe pulsierender <strong>Sterne</strong> findet sich im Hertzsprung-<br />
Russell Diagramm bei niedrigen Effektivtemperaturen und hohen<br />
Leuchtkräften (Abb. 2.1). Sie haben allesamt sehr lange, deutlich variierende<br />
Perioden von hunderten von Tagen, oder sie variieren sehr<br />
unregelmäßig auf langen Zeitskalen. Sie sind recht zahlreich.<br />
Unter diesen langperiodisch Veränderlichen sind die Mira Veränderlichen<br />
diejenigen mit den am besten definierten Perioden.<br />
Eine zweite Gruppe sind die halbregelmäßig Veränderlichen. Sie weisen<br />
stärkere Störungen der Periodenlängen auf, manchmal auch zeitliches<br />
Aussetzen und späteren Wiederbeginn der Veränderlichkeit.<br />
Eine dritte Gruppe sind die unregelmäßigen Veränderlichen, die keinerlei<br />
erkennbare Regelmäßigkeit zeigen, zumindest nicht innerhalb des<br />
Zeitraums, für den bisher Beobachtungsdaten vorliegen.<br />
Die Übergänge zwischen den Typen sind fließend, und auch physikalisch<br />
sind die <strong>Sterne</strong> nicht stark unterschiedlich; sie sind alle Riesensterne auf<br />
dem RGB oder AGB.<br />
Seite: 2.38
Pulsationsveränderliche<br />
Abbildung 2.1: Verteilung der unterschiedlichen Typen pulsierender Veränderlicher im Hertzsprung-<br />
Russell Diagramm.<br />
Seite: 2.39
2.4.1 Mira<br />
Der Prototyp der Gruppe der Mira Veränderlichen ist der Stern o Ceti,<br />
der auch den individuellen Namen Mira hat. Mira war der erste Stern,<br />
der in der Neuzeit als variabel erkannt wurde (Fabricius 1596). Die<br />
Periodizität der Lichtkurve wurde von Bouilaud 1667 festgestellt und<br />
eine Periode 333 Tagen abgeleitet. Bouilaud stellte auch fest, daß die<br />
Helligkeit von Maximum zu Maximum nicht konstant ist und die Periodenlänge<br />
etwas schwankt. Später wurde diese Feststellung von anderen<br />
Beobachtern bestätigt (z.B. W. Herschel) und von Argelander 1859 die<br />
auch heute noch gültige mittlere Periode von 331 d 15 h bestimmt.<br />
Seite: 2.40
Mira<br />
Abbildung 2.15 zeigt die Lichtkurve von Mira der letzten etwa hundert<br />
Jahre nach Daten der großen Gruppen von Amateurastronomen, welche<br />
seit weit über hundert Jahren die regelmäßige Überwachung der Helligkeit<br />
einer großen Zahl veränderlicher <strong>Sterne</strong> organisiert haben.<br />
Die maximale Helligkeit von Mira erreicht bis zu 2 mag in einigen Maxima,<br />
in anderen werden kaum 5 mag erreicht. Die Helligkeit im Minimum<br />
ist ebenfalls unregelmäßig mit Werten zwischen 8.3 mag und 10.1 mag.<br />
Die maximale Amplitude der Variation in V erreicht 8.1 mag und die<br />
mittlere Amplitude beträgt 6.5 mag. Die Periodenlänge weist beträchtliche<br />
Fluktuationen auf und variiert zwischen 310 d und 370 d.<br />
Dieses Eigenschaften der Lichtkurve sind typisch für alle Mira Veränderlichen.<br />
Seite: 2.41
Mira<br />
Abbildung 2.15: Lichtkurve von o Ceti (Mira) von 1902 bis 2006. Jeder Punkt ist das Mittel visueller<br />
Beobachtungen über einen Zeitraum von 10 Tagen.<br />
Seite: 2.42
Mira<br />
Mira ist Mitglied in einem weiten Doppelsternsystem vom Typ der symbiotischen<br />
Doppelsterne (Riese + kompakter Begleiter). Die Doppelsternnatur<br />
wurde von Joy 1916 durch spektrale Anomalien festgestellt.<br />
Der Abstand der <strong>Sterne</strong> im System ist nicht ganz genau bekannt, zur<br />
Zeit scheint er 70 AE zu betragen. Der Radius von Mira beträgt ca.<br />
400 R⊙ ≈ 2 AE.<br />
Die Hauptkomponente, Mira A, ist der veränderliche Stern. Er ist ein<br />
AGB-Stern vom Spektraltyp M5e–M7e.<br />
Der Begleiter, Mira B, ist ein weißer Zwerg und selber variabel mit Helligkeit<br />
im Bereich 9.6–12.0 mag. Seine Bezeichnung als Variabler ist VZ<br />
Cet.<br />
Der Begleiter sammelt aus dem Sternwind der Mira Masse auf, die auf<br />
dessen Oberfläche landet und für eine starke Röntgenemission verantwortlich<br />
ist, die vom Begleiter ausgeht.<br />
Das System ist nah genug, um mit dem Hubble Space Telescope räumlich<br />
aufgelöst zu werden (Abb. 2.16).<br />
Seite: 2.43
Mira<br />
Abbildung 2.16: Mira und Begleiter. Aufnahme durch Hubble Space Telescope.<br />
Seite: 2.44
Mira<br />
Abbildung 2.17: Massenüberstrom im System Mira und Begleiter. Aufnahme durch das Chandra<br />
Röntgenteleskop.<br />
Seite: 2.45
2.4.2 Mira Veränderliche<br />
Ein besonderes Kennzeichen der Mira Veränderlichen ist die große Amplitude<br />
ihrer Veränderlichkeit. Die genaue Grenze ist etwas willkürlich<br />
auf eine Amplitude von mindestens 2 mag oder sogar 2.5 mag festgesetzt.<br />
<strong>Sterne</strong> mit geringerer Amplitude werden als SRa (siehe später)<br />
klassifiziert.<br />
Die Periodenlänge variiert in dem weiten Bereich zwischen etwa 90 d<br />
und etwa 1 400 d.<br />
Die Mira Veränderlichen sind alle vom Spektraltyp M, S, oder C. Sie<br />
sind Rote Riese oder Überriesen auf dem AGB oder dem RGB. Die Unterschiede<br />
der Spektralklassen M, S, C betreffen das Häufigkeitsverhältnis<br />
von C zu O, das durch dredge-up“ Effekte auf dem Riesenast von<br />
”<br />
ca. 0.5–0.9 (M <strong>Sterne</strong>) über ca. 0.9–1.0 (S <strong>Sterne</strong>) zu 1.0–ca. 4.0 (C<br />
<strong>Sterne</strong>) variiert. In den Spektren findet man meistens Emissionslinien<br />
von Wasserstoff und oft auch von anderen Elementen. Diese hängen mit<br />
Stoßwellen zusammen, die im Zusammenhang mit der Pulsation durch<br />
die Atmosphäre des Sterns laufen.<br />
Seite: 2.46
Mira Veränderliche<br />
Abbildung 2.18: Lichtkurven für einen Zeitraum von ca. 1 000 Tagen. Oben: Für o Ceti,<br />
ein M Stern. Die Periode ist 331.6 d. Mitte: Für χ Cyg, ein S Stern. Die Periode ist<br />
406.8 d. Unten: Für V Oph, ein C Stern. Die Periode ist 298.0 d.<br />
Seite: 2.47
Mira Veränderliche<br />
Abbildung 2.19: Lichtkurven von langperiodisch Veränderlichen in der kleinen Magellanschen<br />
Wolke, gewonnen durch das MACHO Projekt.<br />
Seite: 2.48
Mira Veränderliche<br />
Abbildung 2.20: Häufigkeitsverteilung der mittleren Periodenlänge für 4 547 Mira<br />
Variable.<br />
Seite: 2.49
Mira Veränderliche<br />
Abbildung 2.21: Häufigkeitsverteilung der Amplituden der Lichtkurven für 445 Mira<br />
Variable.<br />
Seite: 2.50
Mira Veränderliche<br />
Abbildung 2.22: Veränderungen der Helligkeit, der Temperatur, des Durchmessers<br />
und der Radialgeschwindigkeit von o Ceti (Mira).<br />
Seite: 2.51
2.4.3 Periodenänderung<br />
Einige Objekte haben beträchtliche Periodenänderungen gezeigt. Beispiele:<br />
R Aql. Bei der Entdeckung 1856 hatte der Stern eine Periode von 348 d.<br />
In den folgenden 120 Jahren verkürzte sich die Periode auf 284 d. Die<br />
Variation läßt sich durch<br />
P = 344.98 − 0.554202 · E + 0.000552309 cdotE 2 (3)<br />
beschreiben (E=Epoche=Nummer des Zyklus, E=0 im Jahr 1856). Danach<br />
würde im Jahr 2 250 ein Minimum mit P = 210 d erreicht werden.<br />
R Hya. Bei der Entdeckung im Jahr 1704 hatte der Stern eine Periode<br />
von 500 d. Sie hat seitdem stetig abgenommen: Im Zeitraum 1903<br />
bis 1923 betrug sie etwa 405 d, um 1962 etwa 386 d. Seitdem ist sie<br />
annähernd konstant geblieben.<br />
Dieses Phänomen wird dadurch erklärt, daß man hier die Auswirkungen<br />
eines Helium-Flashs sieht. Mira <strong>Sterne</strong> befinden sich alle auf dem AGB<br />
und erleiden regelmäßig thermische Pulse im Zentrum.<br />
Seite: 2.52
2.4.4 Spektren<br />
Die Spektraltypen der Mira Veränderlichen sind vom Typ M, S oder<br />
C. Das entspricht sehr kühlen Effektivtemperaturen. Bei Mira selbst<br />
(M5e–M7e) variiert z.B. die Effektivtemperatur zwischen 2640 K und<br />
1920 K.<br />
Das Aussehen der Spektren ändert sich stark während eines Pulsationszyklusses,<br />
Die Emissionslinien, besonders die der Balmerserie des<br />
Wasserstoffs, und die Emissionslinien von Si und Fe, die alle zu Zeiten<br />
des Maximums besonders stark sind, werden schwächer, wenn die<br />
Helligkeit abnimmt und verschwinden fast vollständig im Minimum. Sie<br />
tauchen dan im ansteigenden Teil des nächsten Zyklusses wieder auf.<br />
Die Absorptionslinien der Metalle sind am stärksten in der Mitte des<br />
Abfalls der Lichtkurve.<br />
Die stärkten molekularen Absorptionsbanden sind TiO bei M <strong>Sterne</strong>n,<br />
ZrO und LaO bei S <strong>Sterne</strong>n und C2 und CN bei C <strong>Sterne</strong>n. Sie sind im<br />
Maximum schwach und werden im Minimum sehr stark.<br />
Seite: 2.53
Spektren<br />
Abbildung 2.23: Spektren von M, S und C <strong>Sterne</strong>n<br />
Seite: 2.54
Spektren<br />
Abbildung 2.24: Spektrum von Mira: oben blauer Bereich, unten roter Bereich.<br />
Seite: 2.55
Spektren<br />
Abbildung 2.25: Geschwindigkeit der Emissionslinien im Ruhesystem des Sterns.<br />
Seite: 2.56
2.5 Halbregelmäßig Veränderliche<br />
Als halbregelmäßige Veränderliche werden solche pulsierenden Rote<br />
Riesensterne bezeichnet, die im Vergleich zu den Mira Veränderlichen<br />
komplexere Lichtkurven und kleinere Amplituden (∆V < 2.5 mag) aufweisen.<br />
Nach dem General Catalogue“unterscheidet man vier Typen<br />
”<br />
SRa Ähnlich wie Mira Variable, nur kleinere Amplituden und stärkere<br />
Periodenschwankungen.<br />
SRb Ähnlich wie Mira Variable, aber mehrere überlagerte Perioden.<br />
SRc Überriesen vom Spektraltyp M<br />
SRd Überriesen vom Spektraltyp G und K<br />
Seite: 2.57
2.5.1 Halbregelmäßig Veränderliche SRa<br />
Die Lichtkurven ähneln stark denen der Mira Veränderlichen, aber mit<br />
geringerer Amplitude (Abb. 2.26). Die Periodenlängen variieren stärker<br />
als bei Miras. Der Übergang zu den Mira Veränderlichen ist ziemlich<br />
fließend und die Festsetzung der Grenze zwischen Miras und SRas bei<br />
∆V = 2.5 ist etwas willkürlich.<br />
Dieser Veränderlichentyp ist ziemlich häufig. Die Spektren sind vom Typ<br />
M, S oder C. Die Periodenlängen variieren zwischen etwa 40 d und bis<br />
zu 1 000 d. Die Häufigkeitsverteilung hängt vom Spektraltyp ab (Abb.<br />
2.27): Die Verteilung bei M <strong>Sterne</strong>n ist breit mit zwei Maxima im Bereich<br />
150–200 d und 250–300 d. Bei C und S <strong>Sterne</strong>n sind die Perioden<br />
deutlich länger, mit einem Maximum bei etwa 350 d.<br />
Seite: 2.58
Halbregelmäßig Veränderliche SRa<br />
Abbildung 2.26: Lichtkurven für zwei SRa <strong>Sterne</strong>: Oben: RZ Cyg, Spektrum M5IIIe,<br />
P = 275.7 d. Unten: S Cam, Spektrum C7e, P = 326.4 d.<br />
Seite: 2.59
Halbregelmäßig Veränderliche SRa<br />
Abbildung 2.27: Häufigkeitsverteilung der Perioden von 385 SRa <strong>Sterne</strong>n mi M Spektrum,<br />
von 68 SRa <strong>Sterne</strong>n mit C Spektrum, und von 17 mit SRa <strong>Sterne</strong>n mit S Spektrum,<br />
sowie von 358 SRb <strong>Sterne</strong>n mit M Spektrum, 61 SRb <strong>Sterne</strong>n mit C Spektrum,<br />
und 10 SRb <strong>Sterne</strong>n mit S Spektrum.<br />
Seite: 2.60
2.5.2 Halbregelmäßig Veränderliche SRb<br />
Die Lichtkurven ähneln ebenfalls denen der Mira Veränderlichen, aber<br />
weniger stark als bei SRa Veränderlichen. Charakteristisch für diesen<br />
Typ ist die Existenz mehrfacher überlagerter Perioden. Daraus resultieren<br />
komplexe Fluktuationen der Lichtkurven mit irregulären Variationen<br />
und manchmal fast konstante Helligkeit über einen gewissen Zeitraum<br />
(Abb. 2.28). Man findet eine Modulationsperiode mit einer Länge<br />
vom 8–15 fachen der normale Periode. Bei AF Cyg beträgt beispielsweise<br />
die normale Periode 94.1 d und die Modulationsperiode 960 d.<br />
Diese Variablen sind ebenfalls ziemlich häufig. Ihre Spektren sind vom<br />
Typ M, S oder C. Die Periodenlängen variieren ähnlich wie bei SRa<br />
zwischen etwa 30 d bis fast 1 000 d. Die Häufigkeitsverteilung ist für<br />
die verschiedenen Spektraltypen unterschiedlich (Abb. 2.27): Die Verteilung<br />
bei M <strong>Sterne</strong>n ist breit mit einem Maximum 100–125 d. Bei C<br />
und S <strong>Sterne</strong>n sind die Perioden überwiegend deutlich länger, mit zwei<br />
Maxima bei 200-250 d und 350–400 d.<br />
Seite: 2.61
Halbregelmäßig Veränderliche SRb<br />
Abbildung 2.28: Lichtkurven für drei SRb Veränderliche: Oben: AF Cyg, P = 94.1 d.<br />
Mitte: L2 Pup, P = 140.8 d. Unten: Z Uma, P = 196.0 d.<br />
Seite: 2.62
<strong>Sterne</strong>ntwicklung<br />
Abbildung 2.29: Entwicklungswege von <strong>Sterne</strong>n kleiner Masse (M < 2.2 M⊙) und mittlerer Masse<br />
(2.2 M⊙ ≤ M ≤ 8 M⊙ von der Hauptreihe über das Riesenstadium zum weißen Zwerg. Der AGB ist<br />
der kühle, leuchtkräftige Teil der Entwicklung. Auf diesem sind die <strong>Sterne</strong> Variable vom Typ Mira, SRa<br />
oder SRb. Durch thermische Pulse wird C aus dem He-Brennen an die Oberfläche gemischt, wodurch<br />
die <strong>Sterne</strong> sich zu C <strong>Sterne</strong>n entwickeln.<br />
Seite: 2.63
2.5.3 Halbregelmäßig Veränderliche SRc<br />
Diese Veränderlichen sind M Überriesen mit extrem hoher Leuchtkraft<br />
(≈ 5 × 10 4 L⊙ bis ≈ 8 × 10 5 L⊙. Ein typischer Vertreter ist µ Cep, der<br />
von W. Herschel 1782 entdeckt wurde. Ein Stück der komplexen Lichtkurve<br />
zeigt Abb. 2.30. Die Amplitude der Variation beträgt 1.5 mag.<br />
Die Perioden sind schwer bestimmbar, nach unterschiedlichen Autoren<br />
entweder 730, 904 und 4900 d oder 700, 900, 1 100 und 4 500 d (oder<br />
auch noch andere Angaben).<br />
Diese Veränderlichen sind nicht sehr häufig, weil sie sog. massereiche<br />
<strong>Sterne</strong> sind (M > 8 M⊙), die in der Massenverteilung der <strong>Sterne</strong><br />
nur mit geringer Häufigkeit vorkommen. Sie sind aber auch noch über<br />
große Distanzen sichtbar. Einige der hellsten <strong>Sterne</strong> gehören zu diesem<br />
Veränderlichentyp: α Ori (Beteigeuze), α Sco (Antares). Die SRcs<br />
gehören zur Pop I und finden sich meistens in offenen Sternhaufen.<br />
Die Grenzen zwischen dem Typ SRc und den irregulären Veränderlichen<br />
vom Typ Lc sind fließend.<br />
Seite: 2.64
Halbregelmäßig Veränderliche SRc<br />
Abbildung 2.30: Lichtkurven für einen Zeitraum von über 3 000 Tagen für µ Cephei,<br />
Typ SRc, Spektraltyp M2Iab, P = 730 d.<br />
Seite: 2.65
2.5.4 Halbregelmäßig Veränderliche SRd<br />
Dies sind gelbe Überriesen mit Spektraltypen F5 bis K, die sich meist<br />
in Kugelhäufen finden. Dieser Typ ist relativ selten.<br />
Die Lichtkurve ist stärker iregulär als bei SRa, SRb und (Abb. 2.31)<br />
und die Periodenlängen fluktuieren stark. Es ist deswegen schwierig,<br />
eine Periode zu definieren. Die mittleren Perioden liegen zwischen etwa<br />
30 d und etwas über 200 d, mit einem typischen Mittel zwischen 80 d<br />
und 100 d.<br />
Seite: 2.66
Halbregelmäßig Veränderliche SRd<br />
Abbildung 2.31: Lichtkurven für einen SRd Veränderlichen: S Vul, P = 68.6 d.<br />
Seite: 2.67
2.6 RV Tauri <strong>Sterne</strong><br />
Die RV Tauri <strong>Sterne</strong> bilden eine Gruppe mit speziellen Charakteristiken.<br />
Sie werden manchmal auch halbregelmäßige Cepheiden“ genannt,<br />
wobei Cepheiden ausdrücken soll, daß es sich um gelbe bis oran-<br />
”<br />
ge Riesensterne mit mittleren Pulsationsperioden handelt. Sie sind im<br />
Hertzsprung-Russell Diagramm etwa zwischen den oberen Enden der<br />
Instabilitätsstreifen der Cepheiden und der Mira Variablen und halbregelmäßig<br />
Veränderlichen angesiedelt (Abb. 2.1).<br />
Sie haben eine relativ reguläre Lichtkurve, aber die Maxima und Minima<br />
sind von einem zum nächsten Zyklus nicht konstant: Ein Maximum<br />
wird gefolgt von einem flachen Minimum und einem weiteren Maximum,<br />
dem dann ein tiefes Minimum folgt. Es ist üblich, als Periode die Zeit<br />
zwischen zwei Minima zu bezeichnen. Die Perioden variieren zwischen<br />
etwa 30 d bis über 200 d und liegen hauptsächlich zwischen 60 d und<br />
80 d.<br />
Diesen Variationen der Helligkeit ist ein Hauptzyklus mit einer wesentlich<br />
längeren Periode Pb überlagert, der die Zeit zwischen zwei maximalen<br />
Amplituden angibt. Bei RV Tauri, dem Prototypen, beträgt z.B.<br />
die Periode P = 78.8 d und die Periode des Hauptzyklus Pb = 1 224 d.<br />
Seite: 2.68
RV Tauri <strong>Sterne</strong><br />
Abbildung 2.32: Lichtkurven für zwei RV Tauri <strong>Sterne</strong>. Oben: U Mon, Typ RVa, P =<br />
92.3 d. Unten: R Sct, Typ RVb, P = 140.2 d.<br />
Seite: 2.69
2.7 Unregelmäßig Veränderliche<br />
Die irregulären Veränderlichen zeigen keine erkennbare Wiederholung<br />
des Musters der Lichtkurve. Sie sind rote Riesen oder Überriesen, vom<br />
Spektraltyp M, S oder C, manchmal auch von etwas früherem Spektraltyp<br />
(F, G, K).<br />
Die Lichtkurven dieser <strong>Sterne</strong> können nicht pauschal beschrieben werden,<br />
da das gemeinsame Merkmal dieser Klasse das fehlen jeglicher Periodizität<br />
ist (Abb. 2.33). In manchen Fällen ist die Variabilität langsam<br />
und kontinuierlich, in anderen Fällen kommen ziemlich abrupte Änderungen<br />
vor.<br />
Es werden zwei Typen unterschieden:<br />
Lb: Langsam irregulär variable Riesen der Spektralklassen F bis M,<br />
S, oder C. Keine oder nur sehr vage Anzeichen von Periodizität.<br />
Lc: Langsam irregulär variable Überriesen mit kleiner Amplitude<br />
und späten Spektraltypen.<br />
Die Variablen vom Typ Lb sind ziemlich zahlreich. Die Variablen vom<br />
Typ Lc sind ziemlich selten (weil massereiche <strong>Sterne</strong>), zu letzteren<br />
gehören etliche helle <strong>Sterne</strong>.<br />
Seite: 2.70
Unregelmäßig Veränderliche<br />
Abbildung 2.33: Lichtkurven für zwei unregelmäßig veränderliche <strong>Sterne</strong>. Oben: CO<br />
Cyg, Typ Lb. Unten: TZ Cas, Typ Lc.<br />
Seite: 2.71
2.7 Unregelmäßig Veränderliche<br />
Viele <strong>Sterne</strong> dieser Gruppe sind wahrscheinlich nur ungenügend beobachtet<br />
und gehören eigentlich zu den halbregelmäßig Veränderlichen.<br />
Die halbregelmäßig und unregelmäßig Veränderlichen sowie die RV Tau<br />
<strong>Sterne</strong> werden auf Grund ihrer Lichtkurven unterschieden. Es ist nicht<br />
klar, ob sie auch physikalisch verschieden sind.<br />
Je geringere Helligkeitsvariationen betrachtet werden, um so größer<br />
wird bei den Riesen und Überriesen die Anzahl der Veränderlichen.<br />
Wahrscheinlich gibt es in diesem Bereich keine <strong>Sterne</strong>, die überhaupt<br />
nicht veränderlich sind. Die hier angeführten Typen scheinen nur die<br />
markantesten Fälle von Veränderlichkeit bei den Riesensternen zu sein.<br />
Seite: 2.72
2.8 α-Cygni <strong>Sterne</strong><br />
Heiße Überriesen der Leuchtkraftklasse Iab und der Spektralklassen B,<br />
A. Amplitude der Variation ≈ 0.1 mag. Perioden im Bereich 5–10 d.<br />
Lichtkurven erscheinen häufig irregulär, weil mehrere Perioden überlagert<br />
sind.<br />
Prototyp: α Cygni (Deneb)<br />
Seite: 2.73