Exkurs: Veränderliche Sterne (6)

Exkurs: Veränderliche Sterne (6)
Einführung: Pulsationsveränderliche
In bestimmten Phasen ihrer Entwicklung sind Sterne nicht stabil, sondern oszillieren
um einen Gleichgewichtszustand. Solche Sterne nennt man Pulsationsveränderliche.
Ihr Lichtwechsel beruht auf einer Leuchtkraftänderung aufgrund einer periodischen
Änderung der Größe der strahlenden Sternoberfläche.
•
liegen in eng umgrenzter Region im HRD =
“Instabilitätsstreifen”
•
wenn dieser im Laufe der Sternentwicklung
gekreuzt wird, wird der Stern zeitweilig zum
Veränderlichen





Delta-Cepheiden
RR Lyrae-Sterne
W Virginis-Sterne
Delta Scuti-Sterne (Zwergcepheiden)
Mira-Veränderliche
 T Tauri-Sterne
 …
Eigenschaften der wichtigsten Typen von Pulsationsveränderlichen
• RR Lyrae (oder Haufenveränderliche): Sterne mit regelmäßigem Lichtwechsel in
Perioden von etwa 0.2 - 1.2 d, Helligkeitsamplituden ~ 1 mag (0.4 - 2 mag); Spektraltyp A
und F; Unterklasse von Cepheiden; wichtig in Kugelsternhaufen
• δ-Cephei Sterne (klassische Cepheiden): Sterne mit regelmäßigem Lichtwechsel in
Perioden von etwa 1 - 50d, Helligkeitsamplituden ~ 2 mag (0.1 - 2 mag); Spektraltyp F5 K5; in den Spiralarmen der Milchstrasse
• W Virginis-Sterne: sehr ähnlich den δ-Cephei Sternen, jedoch absolut schwächer (um 12 mag) und mit kleineren Massen; im Halo und Kernbereich der Milchstraße
• δ-Scuti Sterne: kurzperiodische Veränderliche in der Nähe der Hauptsequenz,
Spektraltyp A und F, Perioden 0.03 - 0.2 d; Helligkeitsamplituden von 0.3 - 0.8 mag
(Zwergcepheiden) und ≤ 0.1 mag bei den δ-Scuti.
• Mira-Veränderliche (oder langperiodische Veränderliche): Riesensterne späten
Spektraltyps, Perioden von 80 d - 500 d; Helligkeitsamplituden von 2.5 - 8 mag im
Visuellen; sowohl bei jungen als auch alten Sternpopulationen der Milchstrasse
• T-Tauri Sterne: junge Sterne, die sich noch nicht im hydrostatischen Gleichgewicht
befinden, daher noch oberhalb der Hauptreihe; Spektralklasse F - M; in dichten,
interstellaren Wolken
Klassische Cepheiden
Prototyp: Delta Cephei (3.48 – 4.37 mag)
Entdeckt 1784 von John Goodricke
Leuchtkraft ~2000 Lsonne; Entfernung ~890 Lj
Periode: 5.37 Tage
Lichtkurve
Korrelationen
Pulsationen: periodische Variationen von
Radius und Effektivtemperatur
=> Variation in der Leuchtkraft
Cepheiden-Stadium heliumbrennender Riesensterne
Im “Instabilitätsstreifen” liegen besondere Verhältnisse der P- und T-Schichtung vor,
insbesondere die Lage + Ausdehnung der He+ -Ionisationszone in den äußeren
Sternschichten
 kleine, zufällige radiale Störungen des Sterns schaukeln sich zu großen Schwankungen
aufgrund des anomalen Verhaltens des Absorptionskoeffizienten κ (Opazität) auf
Im Gleichgewichtszustand ist die gravitative
Anziehung an jedem Punkt des Sterns genauso
groß wie die Summe aus Gasdruck und
Strahlungsdruck an diesem Punkt
 hydrostatisches Gleichgewicht
Stern im Gleichgewichtszustand
Ablauf einer Pulsation: Der Kappa - Mechanismus
a
b
c
d
e
Phase Prozess
a
Der Stern wird komprimiert - Zunahme von Druck, Temperatur und Opazität in der
Heliumschicht
b
Der Strahlungsdruck innen überwiegt der Schwerkraft - Der Stern beginnt sich auszudehnen
c
Ausdehnung des Sterns - Abnahme der Opazität, die innen gestaute Strahlung entweicht
d
Ausdehnung des Sterns über dem Gleichgewichtszustand - Strahlungsdruck wird geringer, die
Schwerkraft überwiegt
e
Komprimierung des Sterns - Druck, Temperatur und Opazität nehmen wieder zu
Die Helligkeitsänderung der pulsierenden Veränderlichen kommt hauptsächlich durch die Veränderung
der Größe der abstrahlenden Oberfläche, sowie der Veränderung der Opazität zustande.
Funktionsweise des Kappa - Mechanismus
• Das Material in einer Zone der Sternatmosphäre, in der die Opazität mit steigender
Temperatur zunimmt, wird durch äußere Störungen komprimiert, d.h. diese Schicht
bewegt sich in Richtung des Zentrums des Sterns.
• Durch die Kompression steigen Druck und Temperatur dieses Materials.
• Durch die Erhöhung von Druck und Temperatur steigt die Opazität.
• Durch die angestiegene Opazität dieser Schicht dringt nun weniger Strahlung aus dem
Sterninneren nach außen; sie "staut" sich darunter.
• Dadurch entsteht unterhalb der Schicht ein größerer Strahlungsdruck, der dazu führt,
dass die Schicht sich nun ausdehnt.
• Die sich ausdehnende Schicht wird nun kühler und der Druck sinkt, wodurch auch die
Opazität wieder geringer wird.
• Jetzt kann die angestaute Strahlung schnell entweichen.
• Durch das Entweichen der Strahlung nimmt der Druck unterhalb der Schicht ab,
wodurch diese aufgrund der nun wieder stärkeren Gravitationskraft in Richtung des
Sterninneren komprimiert wird und der Zyklus von neuem beginnt.
Die Perioden-Leuchtkraft-Beziehung klassischer Cepheiden
Die Entdeckung, dass zwischen der Leuchtkraft (= absoluten Helligkeit) und der
Lichtwechselperiode von Delta-Cepheiden ein funktionaler Zusammenhang besteht
(Henrietta S. Leavitt, 1912), kann als wichtigste astrophysikalische Entdeckung des
angehenden 20. Jahrhunderts gelten.
Ist die scheinbare und die
absolute Helligkeit eines
Sterns bekannt, dann kann
man dessen Entfernungsmodul
ausrechnen
 Entfernungsbestimmung
Entfernungsbestimmung mittels Delta-Cepheiden
Delta-Cepheiden sind als sehr leuchtkräftige Überriesen selbst in weiter entfernten
Galaxien noch auszumachen. Das erlaubt eine ziemlich genaue Bestimmung von deren
Entfernung von der Milchstraße.
M 100
Cepheiden-Methode der Entfernungsbestimmung
Beobachtungsgrößen: Scheinbare Helligkeit + Lichtwechselperiode
Aus der Lichtwechselperiode ergibt sich die absolute Helligkeit des Sterns.
Entfernungsmodul:
Aus dem Entfernungsmodul ergibt sich direkt die Entfernung des Cepheiden in Parsec
Zur Kalibrierung der Perioden-Leuchtkraft-Beziehung werden die folgenden
Verfahren genutzt:
•
•
•
•
•
Entfernungsbestimmung durch direkte Parallaxenmessung
Baade-Wesselink-Technik
Wenn ein Cepheid in einem Sternhaufen liegt mit Hilfe des Hauptreihe-Fittings
Direkte Entfernungsmessung mit Hilfe von Lichtechos bei RS Pup
Vergleich mit theoretischen Perioden-Leuchtkraft-Beziehung