Exkurs: Veränderliche Sterne (2)
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Exkurs: Veränderliche Sterne (2) Einteilung der veränderlichen Sterne nach den Ursachen des Lichtwechsels Es gibt verschiedene Klassifikationssysteme von veränderlichen Sternen, die historisch gewachsen sind. Da man in früheren Zeiten noch nichts oder nur sehr wenig über die Ursachen des Lichtwechsels wusste, nutzte man Größen wie die Form der Lichtkurven, Maximalamplituden und eventuelle Periodizitäten zur Klassifizierung aus. Moderne Klassifikationssysteme stellen dagegen die Ursache des Lichtwechsels in den Vordergrund: • Rotationsveränderliche (Sternflecken, Sternform) • Bedeckungsveränderliche (Doppel- und Mehrfachsysteme) • Pulsationsveränderliche (Radiusänderung) • Kataklysmische Veränderliche (Doppelsternsysteme mit kompakten Begleiter) • Eruptive Veränderliche (magnetfeldbedingte Flares, Supernovae) • Protosterne im Vor-Hauptreihenstadium (T Tauri-Sterne) • Sterne mit starken Sternwinden (Wolf-Rayet-Sterne) • Sterne, in deren Atmosphäre Feststoffe kondensieren (R Coronae Borealis – Sterne) • Peculiare Sterne (Blaue Überriesen, Gammastrahlenburster) Rotationsbedingter Lichtwechsel Besonders junge Sterne (T Tauri) und sonnenähnliche Sterne zeigen magnetfeldbedingte „Sternflecken“, welche lokal kühlere Regionen der Sternoberfläche darstellen. Ihr Auftreten verringert geringfügig die Gesamtleuchtkraft des Sterns Helligkeitsänderung Beispiel Sonne Sternflecken variieren in Größe und Anzahl mit der Zeit Rotationslichtkurve widerspiegelt die Bewegung des Sternflecks realtiv zum Beobachter mit der Rotationsperiode des Sterns (abhängig von der meist unbekannten Achsenlage) kommulative Lichtkurven widerspiegeln Aktivitätsperioden von Sternen Rotationslichtkurven sonnenähnlicher Sterne • Nur aktivitätsbedingte Mikrovariabilität mit einer Amplitude ~0.01 mag und einer typischen Periode von ~30 Tagen • Die Amplitude variiert mit der Größe und Zahl der Sternflecken • Die Korrelation der Lichtkurve mit der Rotationsperiode kann bei günstiger Achsenlage über die spektroskopisch bestimmte Rotationsdauer erfolgen Ergebnisse: Die Rotationsperiode nimmt mit steigendem Sternalter zu und die stellare Aktivität ab Entstehung der Sternflecken: Alpha-Omega-Dynamo FK Comae-Berenices-Sterne Rotationslichtkurve des chromosphärisch aktiven G2-Sterns FK Comae (Riese) Helligkeit: 8.14 – 8.33 mag Periode: 2.4 Tage Die Veränderlichkeit ist eine Folge von ungleichmäßig verteilten Sternflecken auf der Oberfläche des rotierenden Riesens. Die hohe Rotationsgeschwindigkeit könnte das Ergebnis der Vereinigung der Komponenten eine W Ursae Majoris – Sterns sein. Flip-Flop-Effekt: Immer wenn ein größerer Fleck hinter dem Sternrand verschwindet, erscheint ein neuer am anderen Rand und beginnt über den Stern zu wandern RS Canum Venaticorum Sterne Doppelsternsystem, meist bestehend aus einem massereicheren Riesenstern und einem Hauptreihenstern als Begleiter zeigen u. U. einen Bedeckungslichtwechsel hohe Rotationsgeschwindigkeit durch gebundene Rotation (wenige Tage) starke magnetfeldbedingte chromosphärische Aktivität, die zu ausgedehnten Sternflecken führt Die Sternflecken machen sich durch eine Störung / Modulation der Bedeckungslichtkurve bemerkbar BY Draconis Sterne Rote Zwergsterne mit auffälligen Emissionslinien in ihren Spektren (K und M). Ihr Lichtwechsel mit einer Maximalamplitude von 0,5 mag werden durch ausgedehnte Sternflecken hervorgerufen. Der Bereich ihrer Perioden liegt bei ~1 Tag bis 120 Tage. Intensive chromosphärische Aktivität bis hin zu Flares Wird bei einem BY Draconis-Stern ein Flare nachgewiesen, wird er zusätzlich noch als UV Ceti-Stern (= Flarestern) klassifiziert. Das betrifft in erster Linie junge Sterne mit hoher Rotationsfrequenz. Lichtkurve von BY Dra (C. Hoffmeister) Kann man Sternflecken sichtbar machen? - Doppler Imaging Prinzip des Doppler-Imaging Bedingungen: - Stern muss genügend schnell rotieren - Rotationsachse sollte möglichst senkrecht zur Blickrichtung stehen - Stern muss hell genug sein, um ihn mit hoher spektraler und hoher zeitlicher Auflösung beobachten zu können Doppler-Imaging bei mehreren Sternflecken Simulation von Sternflecken eines Braunen Zwergsterns mittels eines entsprechenden Atmosphärenmodells (links) im Vergleich zu einem Doppler-Bild eines realen Braunen Zwerges (rechts) Selbst die Verteilung von bestimmten Stoffen in der Sternatmosphäre lässt sich mittels Doppler-Imaging kartographieren. Stern: Sigma Ori E (B2Vp)
