Veränderlicher Stern

mini|Animation des veränderlichen Sterns V838 Monocerotis

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. das 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.

Geschichte Antike 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.

Renaissance mini|links|Der veränderliche Stern Mira zu zwei verschiedenen Zeiten fotografiert

Der erste beobachtete Veränderliche war Mira („die Wunderbare“), der 1596 erstmals von David Fabricius beschrieben wurde. Der zyklenartige Lichtwechsel des mit dem bloßen Auge zeitweilig sichtbaren Mirasterns mit einer Periode von 11 Monaten und einer Amplitude von 8 mag wurde erstmals 1639 von Johann Holwarda beschrieben. Dies war der erste bekannte Veränderliche neben den Gaststernen (Novae oder Supernovae). Bereits 1572 hatte Tycho Brahe anhand der unmessbar kleinen Parallaxe der Supernova des Jahres nachgewiesen, dass die Gaststerne keine Erscheinungen der Atmosphäre sind. Allerdings sind Novae und Supernovae bis zum Beginn des 20. Jahrhunderts nicht zu den Veränderlichen gezählt worden.

Die visuelle Epoche Mira wurde lange Zeit als einmalig angesehen – bis zur Entdeckung der Veränderlichkeit von Algol durch Geminiano Montanari im Jahre 1669. Bis zum Jahre 1844 waren nur 21 veränderliche Sterne bekannt, die entweder zufällig gefunden worden waren oder bei der Suche nach Asteroiden entdeckt wurden. Im selben Jahr veröffentlichte Friedrich Wilhelm August Argelander seine „Aufforderung an die Freunde der Astronomie“, die wohl als Anstoß für eine systematische Entdeckung und Beobachtung veränderlicher Sterne angesehen werden kann.

Durch die Bonner Durchmusterung gab es in der zweiten Hälfte des 19. Jahrhunderts erstmals einen Sternatlas für teleskopische Sterne; also Sterne, die mit dem bloßen Auge nicht sichtbar sind. Durch den Vergleich des Sternhimmels im Teleskop mit der Bonner Durchmusterung sind zahlreiche Veränderliche großer Amplitude entdeckt worden. Die Helligkeitsbestimmung wurde durch Schätzung des Veränderlichen gegen konstante Vergleichssterne erzielt. Diese Methode erreicht eine Genauigkeit von bestenfalls 0,3 mag und ist subjektiven Einflüssen unterworfen. Amateurastronomen beobachten bis heute mit dieser Methode und ihre kombinierten Langzeitlichtkurven über einen Bereich von mehr als 100 Jahren sind in der Forschung von großem Wert.

Einführung fotografischer Verfahren Als nach 1880 die Empfindlichkeit der fotografischen Platten die Aufnahme von Sternen ermöglichte, leitete dies eine neue Epoche in der Untersuchung veränderlicher Sterne ein. Eine fotografische Platte speichert die Helligkeit tausender Sterne für spätere Untersuchungen und erleichtert die Entdeckung. Dabei werden zwei Platten derselben Himmelsregion geblinkt: Die Aufnahmen werden so angeordnet, dass sich die Sterne überdecken und mit Hilfe eines Shutters wird abwechselnd jeweils die eine oder andere Platte gezeigt. Veränderliche Sterne zeigen sich durch ein Blinken. Auf diese Weise sind die meisten Veränderlichen bis circa 1990 aufgefunden worden. Dabei können Veränderliche mit Amplituden von weniger als 0,3 mag entdeckt werden, was auch der Genauigkeit der Helligkeitsmessungen entspricht. Die für die astronomische Entfernungsmessung wichtige Perioden-Leuchtkraft-Beziehung der Cepheiden wurde 1912 von Henrietta Swan Leavitt erstmals beschrieben bei einer Untersuchung der Veränderlichen in den Magellanschen Wolken. Allerdings war es zunächst nicht möglich, diese Beziehung zu kalibrieren.

Das 20. Jahrhundert Neue und verbesserte Beobachtungstechniken haben es zusammen mit der Weiterentwicklung der theoretischen Physik ermöglicht, die Ursachen der Helligkeitsänderungen veränderlicher Sterne im Rahmen der Astrophysik zu verstehen. Die Sternspektroskopie hat die Messung von Radialgeschwindigkeitsänderungen, Temperaturen, Oberflächenbeschleunigungen, stellarer Magnetfelder und der chemischen Zusammensetzung von Sternen möglich gemacht. So konnte die Vermutung aus dem Jahre 1784, dass Algol ein Bedeckungsveränderlicher ist, erst durch die Messung der Radialgeschwindigkeitskurve bewiesen werden. Die lichtelektrische Fotometrie begann bereits kurz nach der Entdeckung des lichtelektrischen Effekts und dadurch konnte die Genauigkeit der gemessenen Helligkeiten auf zunächst 0,01 mag gesteigert werden. Nach dem Zweiten Weltkrieg konnte durch rauschärmere Verstärker, größere Teleskope und stabilere Spannungsversorgung die Messgenauigkeit sogar auf einige millimag verbessert werden. Gleichzeitig konnte die Integrationszeit auf Sekundenbruchteile reduziert werden, was zur Entdeckung sehr schneller Phänomene wie dem Flickering bei Akkretionprozessen geführt hat. Die Beobachtung von Sternen außerhalb des visuellen Bereiches hat viel zum Verständnis der veränderlichen Sterne beigetragen und erst das Interesse an neuen Sternklassen erweckt. Hierbei sind zu nennen die satellitengestützten Messungen im Bereich der Gammastrahlung, Röntgenstrahlung, Ultraviolettstrahlung sowie Infrarotstrahlung und Mikrowellenstrahlung. Nur das nahe Infrarot und Radiowellen sowie der visuelle Bereich können von der Erdoberfläche beobachtet werden. Mit Hilfe der Simulation von Sternen in Computern konnten Sternmodelle und ihre Entwicklung getestet und immer wieder verbessert werden.

Das 21. Jahrhundert In diesem Jahrhundert setzen sich bisher die Trends fort, die sich bereits in den letzten Jahrzehnten des letzten Jahrhunderts angedeutet haben. CCD-Sensoren haben die lichtelektrische Photometrie und fotografische Technik bis auf wenige Ausnahmen abgelöst. Da mit Hilfe von CCDs die Helligkeit hunderter bis tausender Sterne bereits als digitale Daten vorliegen, läuft die Entdeckung und Klassifikation veränderlicher Sterne automatisch. So hat alleine das OGLE-Projekt mehr als 80.000 neue Veränderliche in oder in Richtung der Magellanschen Wolken entdeckt. Die Steigerung der Rechnerleistung ermöglicht den Übergang von 2D- zu 3D-Simulationen. Viele dynamische Prozesse wie Supernova-Ausbrüche, Pulsationen Roter Riesen und stellare Magnetfelder ergeben in 3D-Simulationen andere Ergebnisse als in den Berechnungen von 2D-Ausschnitten. Die satellitengestützten Beobachtungen haben die Genauigkeit der Helligkeitsmessungen in den Bereich einiger 0,0001 mag gesteigert. Dies hat zur Entdeckung extrasolarer Planetentransiten geführt und mittels Asteroseismologie tiefere Einblicke in den Aufbau von Sternen ermöglicht. Weiterhin hat z. B. das Hubble-Weltraumteleskop eine bedeutende Steigerung der Empfindlichkeit und Winkelauflösung gebracht. So konnte erstmals ein Jet eines T-Tauri-Sterns neben der verursachenden Akkretionsscheibe abgebildet werden. Die Erweiterung der Beobachtungstechnik zum Nachweis veränderlicher Sterne stützt sich nicht mehr ausschließlich auf elektromagnetische Strahlung. Heutzutage wird an der Verbesserung der Nachweisempfindlichkeit im Bereich der Neutrinoastronomie und der hochenergetischen, direkt aus den Sternen emittierten Teilchen gearbeitet. Das Digitalisieren der Plattensammlungen z. B. im Rahmen des DASCH-Projektes am Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics führt zur Entdeckung langsamer und seltener Helligkeitsänderungen.

Benennung

Der Benennung veränderlicher Sterne im allgemeinen galaktischen Feld ist eine Kombination aus einem Bezeichner und dem Sternbild. Nachdem im Katalog von Johann Bayer bereits die Buchstaben bis Q verwendet wurden, bekam der erste Veränderliche den Bezeichner R. Ein Beispiel ist der erste Veränderliche im Sternbild Schild, der den Namen R Scuti hat. Nachdem man bei Z angekommen war, folgten RR, RS … RZ und SS, ST bis SZ usw., bis ZZ. Als dieser Namensraum ausgeschöpft war, wurden AA bis AZ usw., bis zu QZ verwendet (J wurde ausgelassen, um eine Verwechslung mit I zu vermeiden). Danach wurde pro Sternbild mit der Nummer V335 angefangen und weitergezählt.

Veränderliche Sterne der Milchstraße werden im General Catalogue of Variable Stars gelistet und dies sind etwas über 50.000 mit dem Stand Ende 2016. Daneben sind im GCVS noch 10.000 Veränderliche in anderen Galaxien, als auch über 10.000 „vermutete“ Veränderliche aufgeführt. Diese beiden Anhänge werden nicht mehr aktualisiert. Ob die Namensgebung weitergeführt wird, ist offen. Es wird erwartet, dass der künstliche Satellit Gaia circa 18 Millionen neue veränderliche Sterne in der Milchstraße entdecken wird.

Bedeutung 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 Sternen 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.

Klassifikation