Pulsierende Sterne - Institut für Theoretische Astrophysik

Pulsierende Sterne
und andere Veränderliche
H.-P. Gail
Institut für Theoretische Astrophysik, Universität Heidelberg
Vorlesung im SS 2012

2.4 Mira Sterne
Eine weitere Gruppe pulsierender Sterne findet sich im Hertzsprung-
Russell Diagramm bei niedrigen Effektivtemperaturen und hohen
Leuchtkräften (Abb. 2.1). Sie haben allesamt sehr lange, deutlich variierende
Perioden von hunderten von Tagen, oder sie variieren sehr
unregelmäßig auf langen Zeitskalen. Sie sind recht zahlreich.
Unter diesen langperiodisch Veränderlichen sind die Mira Veränderlichen
diejenigen mit den am besten definierten Perioden.
Eine zweite Gruppe sind die halbregelmäßig Veränderlichen. Sie weisen
stärkere Störungen der Periodenlängen auf, manchmal auch zeitliches
Aussetzen und späteren Wiederbeginn der Veränderlichkeit.
Eine dritte Gruppe sind die unregelmäßigen Veränderlichen, die keinerlei
erkennbare Regelmäßigkeit zeigen, zumindest nicht innerhalb des
Zeitraums, für den bisher Beobachtungsdaten vorliegen.
Die Übergänge zwischen den Typen sind fließend, und auch physikalisch
sind die Sterne nicht stark unterschiedlich; sie sind alle Riesensterne auf
dem RGB oder AGB.
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Pulsationsveränderliche
Abbildung 2.1: Verteilung der unterschiedlichen Typen pulsierender Veränderlicher im Hertzsprung-
Russell Diagramm.
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2.4.1 Mira
Der Prototyp der Gruppe der Mira Veränderlichen ist der Stern o Ceti,
der auch den individuellen Namen Mira hat. Mira war der erste Stern,
der in der Neuzeit als variabel erkannt wurde (Fabricius 1596). Die
Periodizität der Lichtkurve wurde von Bouilaud 1667 festgestellt und
eine Periode 333 Tagen abgeleitet. Bouilaud stellte auch fest, daß die
Helligkeit von Maximum zu Maximum nicht konstant ist und die Periodenlänge
etwas schwankt. Später wurde diese Feststellung von anderen
Beobachtern bestätigt (z.B. W. Herschel) und von Argelander 1859 die
auch heute noch gültige mittlere Periode von 331 d 15 h bestimmt.
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Mira
Abbildung 2.15 zeigt die Lichtkurve von Mira der letzten etwa hundert
Jahre nach Daten der großen Gruppen von Amateurastronomen, welche
seit weit über hundert Jahren die regelmäßige Überwachung der Helligkeit
einer großen Zahl veränderlicher Sterne organisiert haben.
Die maximale Helligkeit von Mira erreicht bis zu 2 mag in einigen Maxima,
in anderen werden kaum 5 mag erreicht. Die Helligkeit im Minimum
ist ebenfalls unregelmäßig mit Werten zwischen 8.3 mag und 10.1 mag.
Die maximale Amplitude der Variation in V erreicht 8.1 mag und die
mittlere Amplitude beträgt 6.5 mag. Die Periodenlänge weist beträchtliche
Fluktuationen auf und variiert zwischen 310 d und 370 d.
Dieses Eigenschaften der Lichtkurve sind typisch für alle Mira Veränderlichen.
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Mira
Abbildung 2.15: Lichtkurve von o Ceti (Mira) von 1902 bis 2006. Jeder Punkt ist das Mittel visueller
Beobachtungen über einen Zeitraum von 10 Tagen.
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Mira
Mira ist Mitglied in einem weiten Doppelsternsystem vom Typ der symbiotischen
Doppelsterne (Riese + kompakter Begleiter). Die Doppelsternnatur
wurde von Joy 1916 durch spektrale Anomalien festgestellt.
Der Abstand der Sterne im System ist nicht ganz genau bekannt, zur
Zeit scheint er 70 AE zu betragen. Der Radius von Mira beträgt ca.
400 R⊙ ≈ 2 AE.
Die Hauptkomponente, Mira A, ist der veränderliche Stern. Er ist ein
AGB-Stern vom Spektraltyp M5e–M7e.
Der Begleiter, Mira B, ist ein weißer Zwerg und selber variabel mit Helligkeit
im Bereich 9.6–12.0 mag. Seine Bezeichnung als Variabler ist VZ
Cet.
Der Begleiter sammelt aus dem Sternwind der Mira Masse auf, die auf
dessen Oberfläche landet und für eine starke Röntgenemission verantwortlich
ist, die vom Begleiter ausgeht.
Das System ist nah genug, um mit dem Hubble Space Telescope räumlich
aufgelöst zu werden (Abb. 2.16).
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Mira
Abbildung 2.16: Mira und Begleiter. Aufnahme durch Hubble Space Telescope.
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Mira
Abbildung 2.17: Massenüberstrom im System Mira und Begleiter. Aufnahme durch das Chandra
Röntgenteleskop.
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2.4.2 Mira Veränderliche
Ein besonderes Kennzeichen der Mira Veränderlichen ist die große Amplitude
ihrer Veränderlichkeit. Die genaue Grenze ist etwas willkürlich
auf eine Amplitude von mindestens 2 mag oder sogar 2.5 mag festgesetzt.
Sterne mit geringerer Amplitude werden als SRa (siehe später)
klassifiziert.
Die Periodenlänge variiert in dem weiten Bereich zwischen etwa 90 d
und etwa 1 400 d.
Die Mira Veränderlichen sind alle vom Spektraltyp M, S, oder C. Sie
sind Rote Riese oder Überriesen auf dem AGB oder dem RGB. Die Unterschiede
der Spektralklassen M, S, C betreffen das Häufigkeitsverhältnis
von C zu O, das durch dredge-up“ Effekte auf dem Riesenast von
”
ca. 0.5–0.9 (M Sterne) über ca. 0.9–1.0 (S Sterne) zu 1.0–ca. 4.0 (C
Sterne) variiert. In den Spektren findet man meistens Emissionslinien
von Wasserstoff und oft auch von anderen Elementen. Diese hängen mit
Stoßwellen zusammen, die im Zusammenhang mit der Pulsation durch
die Atmosphäre des Sterns laufen.
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Mira Veränderliche
Abbildung 2.18: Lichtkurven für einen Zeitraum von ca. 1 000 Tagen. Oben: Für o Ceti,
ein M Stern. Die Periode ist 331.6 d. Mitte: Für χ Cyg, ein S Stern. Die Periode ist
406.8 d. Unten: Für V Oph, ein C Stern. Die Periode ist 298.0 d.
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Mira Veränderliche
Abbildung 2.19: Lichtkurven von langperiodisch Veränderlichen in der kleinen Magellanschen
Wolke, gewonnen durch das MACHO Projekt.
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Mira Veränderliche
Abbildung 2.20: Häufigkeitsverteilung der mittleren Periodenlänge für 4 547 Mira
Variable.
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Mira Veränderliche
Abbildung 2.21: Häufigkeitsverteilung der Amplituden der Lichtkurven für 445 Mira
Variable.
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Mira Veränderliche
Abbildung 2.22: Veränderungen der Helligkeit, der Temperatur, des Durchmessers
und der Radialgeschwindigkeit von o Ceti (Mira).
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2.4.3 Periodenänderung
Einige Objekte haben beträchtliche Periodenänderungen gezeigt. Beispiele:
R Aql. Bei der Entdeckung 1856 hatte der Stern eine Periode von 348 d.
In den folgenden 120 Jahren verkürzte sich die Periode auf 284 d. Die
Variation läßt sich durch
P = 344.98 − 0.554202 · E + 0.000552309 cdotE 2 (3)
beschreiben (E=Epoche=Nummer des Zyklus, E=0 im Jahr 1856). Danach
würde im Jahr 2 250 ein Minimum mit P = 210 d erreicht werden.
R Hya. Bei der Entdeckung im Jahr 1704 hatte der Stern eine Periode
von 500 d. Sie hat seitdem stetig abgenommen: Im Zeitraum 1903
bis 1923 betrug sie etwa 405 d, um 1962 etwa 386 d. Seitdem ist sie
annähernd konstant geblieben.
Dieses Phänomen wird dadurch erklärt, daß man hier die Auswirkungen
eines Helium-Flashs sieht. Mira Sterne befinden sich alle auf dem AGB
und erleiden regelmäßig thermische Pulse im Zentrum.
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2.4.4 Spektren
Die Spektraltypen der Mira Veränderlichen sind vom Typ M, S oder
C. Das entspricht sehr kühlen Effektivtemperaturen. Bei Mira selbst
(M5e–M7e) variiert z.B. die Effektivtemperatur zwischen 2640 K und
1920 K.
Das Aussehen der Spektren ändert sich stark während eines Pulsationszyklusses,
Die Emissionslinien, besonders die der Balmerserie des
Wasserstoffs, und die Emissionslinien von Si und Fe, die alle zu Zeiten
des Maximums besonders stark sind, werden schwächer, wenn die
Helligkeit abnimmt und verschwinden fast vollständig im Minimum. Sie
tauchen dan im ansteigenden Teil des nächsten Zyklusses wieder auf.
Die Absorptionslinien der Metalle sind am stärksten in der Mitte des
Abfalls der Lichtkurve.
Die stärkten molekularen Absorptionsbanden sind TiO bei M Sternen,
ZrO und LaO bei S Sternen und C2 und CN bei C Sternen. Sie sind im
Maximum schwach und werden im Minimum sehr stark.
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Spektren
Abbildung 2.23: Spektren von M, S und C Sternen
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Spektren
Abbildung 2.24: Spektrum von Mira: oben blauer Bereich, unten roter Bereich.
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Spektren
Abbildung 2.25: Geschwindigkeit der Emissionslinien im Ruhesystem des Sterns.
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2.5 Halbregelmäßig Veränderliche
Als halbregelmäßige Veränderliche werden solche pulsierenden Rote
Riesensterne bezeichnet, die im Vergleich zu den Mira Veränderlichen
komplexere Lichtkurven und kleinere Amplituden (∆V < 2.5 mag) aufweisen.
Nach dem General Catalogue“unterscheidet man vier Typen
”
SRa Ähnlich wie Mira Variable, nur kleinere Amplituden und stärkere
Periodenschwankungen.
SRb Ähnlich wie Mira Variable, aber mehrere überlagerte Perioden.
SRc Überriesen vom Spektraltyp M
SRd Überriesen vom Spektraltyp G und K
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2.5.1 Halbregelmäßig Veränderliche SRa
Die Lichtkurven ähneln stark denen der Mira Veränderlichen, aber mit
geringerer Amplitude (Abb. 2.26). Die Periodenlängen variieren stärker
als bei Miras. Der Übergang zu den Mira Veränderlichen ist ziemlich
fließend und die Festsetzung der Grenze zwischen Miras und SRas bei
∆V = 2.5 ist etwas willkürlich.
Dieser Veränderlichentyp ist ziemlich häufig. Die Spektren sind vom Typ
M, S oder C. Die Periodenlängen variieren zwischen etwa 40 d und bis
zu 1 000 d. Die Häufigkeitsverteilung hängt vom Spektraltyp ab (Abb.
2.27): Die Verteilung bei M Sternen ist breit mit zwei Maxima im Bereich
150–200 d und 250–300 d. Bei C und S Sternen sind die Perioden
deutlich länger, mit einem Maximum bei etwa 350 d.
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Halbregelmäßig Veränderliche SRa
Abbildung 2.26: Lichtkurven für zwei SRa Sterne: Oben: RZ Cyg, Spektrum M5IIIe,
P = 275.7 d. Unten: S Cam, Spektrum C7e, P = 326.4 d.
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Halbregelmäßig Veränderliche SRa
Abbildung 2.27: Häufigkeitsverteilung der Perioden von 385 SRa Sternen mi M Spektrum,
von 68 SRa Sternen mit C Spektrum, und von 17 mit SRa Sternen mit S Spektrum,
sowie von 358 SRb Sternen mit M Spektrum, 61 SRb Sternen mit C Spektrum,
und 10 SRb Sternen mit S Spektrum.
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2.5.2 Halbregelmäßig Veränderliche SRb
Die Lichtkurven ähneln ebenfalls denen der Mira Veränderlichen, aber
weniger stark als bei SRa Veränderlichen. Charakteristisch für diesen
Typ ist die Existenz mehrfacher überlagerter Perioden. Daraus resultieren
komplexe Fluktuationen der Lichtkurven mit irregulären Variationen
und manchmal fast konstante Helligkeit über einen gewissen Zeitraum
(Abb. 2.28). Man findet eine Modulationsperiode mit einer Länge
vom 8–15 fachen der normale Periode. Bei AF Cyg beträgt beispielsweise
die normale Periode 94.1 d und die Modulationsperiode 960 d.
Diese Variablen sind ebenfalls ziemlich häufig. Ihre Spektren sind vom
Typ M, S oder C. Die Periodenlängen variieren ähnlich wie bei SRa
zwischen etwa 30 d bis fast 1 000 d. Die Häufigkeitsverteilung ist für
die verschiedenen Spektraltypen unterschiedlich (Abb. 2.27): Die Verteilung
bei M Sternen ist breit mit einem Maximum 100–125 d. Bei C
und S Sternen sind die Perioden überwiegend deutlich länger, mit zwei
Maxima bei 200-250 d und 350–400 d.
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Halbregelmäßig Veränderliche SRb
Abbildung 2.28: Lichtkurven für drei SRb Veränderliche: Oben: AF Cyg, P = 94.1 d.
Mitte: L2 Pup, P = 140.8 d. Unten: Z Uma, P = 196.0 d.
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Sternentwicklung
Abbildung 2.29: Entwicklungswege von Sternen kleiner Masse (M < 2.2 M⊙) und mittlerer Masse
(2.2 M⊙ ≤ M ≤ 8 M⊙ von der Hauptreihe über das Riesenstadium zum weißen Zwerg. Der AGB ist
der kühle, leuchtkräftige Teil der Entwicklung. Auf diesem sind die Sterne Variable vom Typ Mira, SRa
oder SRb. Durch thermische Pulse wird C aus dem He-Brennen an die Oberfläche gemischt, wodurch
die Sterne sich zu C Sternen entwickeln.
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2.5.3 Halbregelmäßig Veränderliche SRc
Diese Veränderlichen sind M Überriesen mit extrem hoher Leuchtkraft
(≈ 5 × 10 4 L⊙ bis ≈ 8 × 10 5 L⊙. Ein typischer Vertreter ist µ Cep, der
von W. Herschel 1782 entdeckt wurde. Ein Stück der komplexen Lichtkurve
zeigt Abb. 2.30. Die Amplitude der Variation beträgt 1.5 mag.
Die Perioden sind schwer bestimmbar, nach unterschiedlichen Autoren
entweder 730, 904 und 4900 d oder 700, 900, 1 100 und 4 500 d (oder
auch noch andere Angaben).
Diese Veränderlichen sind nicht sehr häufig, weil sie sog. massereiche
Sterne sind (M > 8 M⊙), die in der Massenverteilung der Sterne
nur mit geringer Häufigkeit vorkommen. Sie sind aber auch noch über
große Distanzen sichtbar. Einige der hellsten Sterne gehören zu diesem
Veränderlichentyp: α Ori (Beteigeuze), α Sco (Antares). Die SRcs
gehören zur Pop I und finden sich meistens in offenen Sternhaufen.
Die Grenzen zwischen dem Typ SRc und den irregulären Veränderlichen
vom Typ Lc sind fließend.
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Halbregelmäßig Veränderliche SRc
Abbildung 2.30: Lichtkurven für einen Zeitraum von über 3 000 Tagen für µ Cephei,
Typ SRc, Spektraltyp M2Iab, P = 730 d.
Seite: 2.65

2.5.4 Halbregelmäßig Veränderliche SRd
Dies sind gelbe Überriesen mit Spektraltypen F5 bis K, die sich meist
in Kugelhäufen finden. Dieser Typ ist relativ selten.
Die Lichtkurve ist stärker iregulär als bei SRa, SRb und (Abb. 2.31)
und die Periodenlängen fluktuieren stark. Es ist deswegen schwierig,
eine Periode zu definieren. Die mittleren Perioden liegen zwischen etwa
30 d und etwas über 200 d, mit einem typischen Mittel zwischen 80 d
und 100 d.
Seite: 2.66

Halbregelmäßig Veränderliche SRd
Abbildung 2.31: Lichtkurven für einen SRd Veränderlichen: S Vul, P = 68.6 d.
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2.6 RV Tauri Sterne
Die RV Tauri Sterne bilden eine Gruppe mit speziellen Charakteristiken.
Sie werden manchmal auch halbregelmäßige Cepheiden“ genannt,
wobei Cepheiden ausdrücken soll, daß es sich um gelbe bis oran-
”
ge Riesensterne mit mittleren Pulsationsperioden handelt. Sie sind im
Hertzsprung-Russell Diagramm etwa zwischen den oberen Enden der
Instabilitätsstreifen der Cepheiden und der Mira Variablen und halbregelmäßig
Veränderlichen angesiedelt (Abb. 2.1).
Sie haben eine relativ reguläre Lichtkurve, aber die Maxima und Minima
sind von einem zum nächsten Zyklus nicht konstant: Ein Maximum
wird gefolgt von einem flachen Minimum und einem weiteren Maximum,
dem dann ein tiefes Minimum folgt. Es ist üblich, als Periode die Zeit
zwischen zwei Minima zu bezeichnen. Die Perioden variieren zwischen
etwa 30 d bis über 200 d und liegen hauptsächlich zwischen 60 d und
80 d.
Diesen Variationen der Helligkeit ist ein Hauptzyklus mit einer wesentlich
längeren Periode Pb überlagert, der die Zeit zwischen zwei maximalen
Amplituden angibt. Bei RV Tauri, dem Prototypen, beträgt z.B.
die Periode P = 78.8 d und die Periode des Hauptzyklus Pb = 1 224 d.
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RV Tauri Sterne
Abbildung 2.32: Lichtkurven für zwei RV Tauri Sterne. Oben: U Mon, Typ RVa, P =
92.3 d. Unten: R Sct, Typ RVb, P = 140.2 d.
Seite: 2.69

2.7 Unregelmäßig Veränderliche
Die irregulären Veränderlichen zeigen keine erkennbare Wiederholung
des Musters der Lichtkurve. Sie sind rote Riesen oder Überriesen, vom
Spektraltyp M, S oder C, manchmal auch von etwas früherem Spektraltyp
(F, G, K).
Die Lichtkurven dieser Sterne können nicht pauschal beschrieben werden,
da das gemeinsame Merkmal dieser Klasse das fehlen jeglicher Periodizität
ist (Abb. 2.33). In manchen Fällen ist die Variabilität langsam
und kontinuierlich, in anderen Fällen kommen ziemlich abrupte Änderungen
vor.
Es werden zwei Typen unterschieden:
Lb: Langsam irregulär variable Riesen der Spektralklassen F bis M,
S, oder C. Keine oder nur sehr vage Anzeichen von Periodizität.
Lc: Langsam irregulär variable Überriesen mit kleiner Amplitude
und späten Spektraltypen.
Die Variablen vom Typ Lb sind ziemlich zahlreich. Die Variablen vom
Typ Lc sind ziemlich selten (weil massereiche Sterne), zu letzteren
gehören etliche helle Sterne.
Seite: 2.70

Unregelmäßig Veränderliche
Abbildung 2.33: Lichtkurven für zwei unregelmäßig veränderliche Sterne. Oben: CO
Cyg, Typ Lb. Unten: TZ Cas, Typ Lc.
Seite: 2.71

2.7 Unregelmäßig Veränderliche
Viele Sterne dieser Gruppe sind wahrscheinlich nur ungenügend beobachtet
und gehören eigentlich zu den halbregelmäßig Veränderlichen.
Die halbregelmäßig und unregelmäßig Veränderlichen sowie die RV Tau
Sterne werden auf Grund ihrer Lichtkurven unterschieden. Es ist nicht
klar, ob sie auch physikalisch verschieden sind.
Je geringere Helligkeitsvariationen betrachtet werden, um so größer
wird bei den Riesen und Überriesen die Anzahl der Veränderlichen.
Wahrscheinlich gibt es in diesem Bereich keine Sterne, die überhaupt
nicht veränderlich sind. Die hier angeführten Typen scheinen nur die
markantesten Fälle von Veränderlichkeit bei den Riesensternen zu sein.
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2.8 α-Cygni Sterne
Heiße Überriesen der Leuchtkraftklasse Iab und der Spektralklassen B,
A. Amplitude der Variation ≈ 0.1 mag. Perioden im Bereich 5–10 d.
Lichtkurven erscheinen häufig irregulär, weil mehrere Perioden überlagert
sind.
Prototyp: α Cygni (Deneb)
Seite: 2.73