Veränderliche Sterne

ähnlich wie bei den Menschen gibt es auch bei den Sternen Kinder, Erwachsene und Greise. Zwischen den einzelnen Lebensphasen gibt es einen Übergang, der oft mit einer unruhigen Zeit verbunden ist. Sterne fangen an während dieser Zeit ihre Helligkeit zu verändern. Für die Astronomie am wichtigsten ist der Übergang zwischen den 'erwachsenen' Hauptreihensternen und den 'greisen' Roten Riesen. Die Sterne entwickeln in dieser Situation Helligkeitsvariationen die in einer feste Beziehung zur Leuchtkraft stehen, so dass eine direkte Entfernungsbestimmung möglich ist.
Sehr viel instabiler sind Rote Riesen die kurz vor ihrem Tod stehen. In dieser Spätphase produzieren einige von ihnen so viel Staub, dass sie zeitweilig hinter diesen Rußwolken verschwinden. Helligkeitsschwankungen um den Faktor 1000 sind nicht ungewöhnlich. Zu dieser Klasse gehört auch der erste Stern bei dem eine Veränderlichkeit entdeckt wurde. Es ist Omikron Ceti, der auch als Mira (Miracle=Wunder) bekannt ist. Einige Mira-Sterne sind so hell, dass sie im Maximum mit freien Auge gesehen werden können. Sie sind daher ein dankbares Ziel für erste astrofotografische Experimente. Das folgende Annimated-Gif zeigt den Mira-Stern Chi-Cygnus. Die Bilder sind bei jeweils 10 sec mit stehender Kamera entstanden. Die Periode des Sterns liegt bei einigen hundert Tagen. Die Maxima können in ihrer Helligkeit sehr unterschiedlich ausfallen. Die 3 Bilder zeigen das recht starke Maximum von 1986, das relativ schwache Maximum von 1987 sowie das dazwischen liegende Minimum. Im Minimum ist der Stern mit freien Auge nicht zu erkennen.
chicygi.gif

Noch dramatischer als bei den Mira-Sternen ist der Lichtausbruch einer Nova. Bei den Novae handelt es sich um Sternleichen kleiner und mittelgroßer Sterne, die durch Massetransfer von einem Begleitstern neuen Kernbrennstoff erhalten haben. Sobald die für eine Fusion nötige Massegrenze überschritten wird, kommt es zu einer plötzlichen Entladung. Dabei erreichten Helligkeiten sind mehrere Millionen mal so groß wie die Leuchtkraft unseren Sonne. Das nachfolgende Animated-Gif zeigt die Entwicklung der Nova-Cygnus aus dem Jahre 1992 in etwa 6-monatigen Abstand. Selbst nach einem halben Jahr war noch ein schwaches Glimmen der Explosionswolke zu sehen. Heute ist an dieser Stelle nichts mehr zu erkennen.
nocyg92.gif

Novae sind so hell, das ein gut ausgerüsteter Amateurastronom sie auch noch in unserer Nachbargalaxie M31 fotografieren kann. Wegen der riesigen Entfernung besitzen sie zwar nur eine Helligkeit von ca. 17 mag, doch auf langbelichteten Aufnahmen kann eine derartige Grenzgröße durchaus erreicht werden. Das die beiden Novae auf dem nachfolgenden Bild trotzdem nicht gut zu sehen sind, liegt an ihrer Nähe zum alles überstrahlenden Kern der Andromedagalaxie. Die Vergleichssterne in dem mit 'S' markierten Sternfeld der professionellen Entdeckeraufnahme (unten) verdeutlichen jedoch, das eine Abbildung unter günstigeren Umständen leicht möglich gewesen wäre.
m31novw.jpg

Noch spektakulärer sind die Supernovae. Es handelt sich dabei um massereiche Sterne, die am Ende ihres Lebens zu einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch zusammenstürzen. Supernovae erreichen für kurze Zeit die Helligkeit von 100 Milliarden Sonnen und sind so hell wie eine komplette Galaxie.
In unserer eigenen Milchstraße sind derartige Ereignisse sehr selten. Seit fast 400 Jahren ist hier keine Supernova mehr beobachtet worden. Die Häufigkeit ist in anderen Galaxien ähnlich gering. Doch weil man ständig tausende von Galaxien überwacht, werden doch jedes Jahr einige neue Supernovae gefunden. So z.B. im Jahre 2002 in der Galaxie M74.
m74web.jpg

Neben den physisch veränderlichen Sternen gibt es auch noch die Gruppe der Bedeckungsveränderlichen. Es handelt sich um Doppelsterne deren Bahnebene exakt auf unserer Sichtlinie liegt. Auf diese Weise können sich die Sterne bei der Umkreisung gegenseitig verfinstern. Das bekannteste Beispiel dafür ist der Algol im Sterbild Perseus. Auf dem nachfolgenden Gif ist er der helle Stern auf der linken Seite. Der Lichtwechsel wird deutlich wenn man den roten Vergleichsstern auf der rechten Seite beachtet. Während der beiden Aufnahmen stand der Kleinplanet Bamberga in der Nähe. Seine Positionsänderung ist mit einem Pfeil markiert.
algol.gif
Aufnahmedaten: Bild 1) 200 mm 1:4,5 Tele, 5 min auf Ektachrome200 (Push2 / 640 ASA), 24.10.2000, 2:46-2:51 MEZ Bild 2) 200 mm 1:4,5 Tele, 5 min auf Ektachrome200 (Push2 / 640 ASA), 28.10.2000, 22:09-22:14 MEZ Beide Aufnahmen sind Ausschnittsvergrößerungen


Das untere Animated-Gif zeigt einen weiteren Bedeckungsveränderlichen. U Ceph steht nur 8 Grad vom Polarstern entfernt und hat die erstaunliche Amplitude von 6,8 zu 9,2 mag! Der Stern benötigt nur etwa 6 Stunden um zum Minimum abzusteigen, kann daher schon in einer klaren Nacht komplett beobachtet werden. Dank seiner Helligkeit ist er ein Objekt das auch mit Low-Power bei Vollmond abgebildet werden kann. Die beiden Einzelaufnahmen entstanden mit einer Mintron und einem 50mm 1:2,8 Normal-Objektiv. Für die Rohbilder war 1/6 sec ausreichend.
uceph.gif





Supernova 2007aa in NGC4030
Supernova 2006mq in NGC4651
Supernova 2005ip in NGC 2906
Supernova 2005cs in M51
Supernova 2004et in NGC6946
Supernova2004DJ in NGC2403
Supernova in NGC6207

Nova Scorpii 2007
Weißer Zwerg HLTau 76
Novae in M31


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