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.
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.
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.
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.
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.
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.
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