Exkurs: Veränderliche Sterne (7)

Exkurs: Veränderliche Sterne (7)
RR Lyrae – Sterne
Da sie besonders gehäuft in Kugelsternhaufen (hier M5) auftreten, nennt man sie auch
„Haufenveränderliche“.
Kurze Entdeckungsgeschichte der RR Lyrae - Veränderlichen
• Gegen Ende des 19. Jahrhunderts konnten durch den Einsatz fotografischer Techniken
eine große Zahl von Veränderlichen in Kugelsternhaufen entdeckt werden
 HAUFENVERÄNDERLICHE
• 1899 konnte mit RR Lyrae durch Wilhelmina Flemimg der erste "Haufenveränderliche"
im Sternfeld der Milchstraße entdeckt werden
• Zwischen 1916 und 1918 gelang es, die absolute Helligkeit dieser Sterne zu kalibrieren
und damit die Entfernung von Kugelsternhaufen zu bestimmen
• Harlow Shapley entdeckte dabei, dass die Kugelsternhaufen ein sphärisches Halo um die
Milchstraße bilden
• 1940 konnte der Pulsationsmechanismus aufgeklärt und dessen Ähnlichkeit mit den
Delta Cepheiden festgestellt werden (Kappa-Mechanismus)
Eigenschaften von RR Lyrae-Sterne
• Alte Sterne (mehr als 10 Milliarden Jahre)
• Heliumbrennende Sterne auf dem
Horizontalast im HRD, welche den
Instabilitätsstreifen kreuzen
• Masse ungefähr 0,7 Sonnenmassen
• Durchmesser ungefähr 4 bis 6
Sonnendurchmesser
• Periodische Veränderliche mit P zwischen
0,2 und 1.1 Tagen
• Amplitude ungefähr 0,7 Größenklassen
• Metallarme Sterne der Population II
Typische Lichtkurve
Ursache des Lichtwechsels
ist der Kappa-Mechanismus
•
Neutrales Helium ionisiert zu HeII in einer oberflächennahen Schicht, wenn deren Temperatur 40000 K
übersteigt
•
Durch die Vergrößerung der Elektronendichte vergrößert sich auch die Opazität in dieser Schicht
•
Durch die ansteigende Opazität entsteht ein Wärmestau, der die Schicht expandieren und abkühlen lässt
•
Unterschreitet die Temperatur die 40000 K - Grenze, dann rekombinieren die Helium-Ionen und die Materie
wird wieder durchsichtig
•
Der Anteil des Strahlungsdrucks am Druck nimmt ab und die äußere Hülle kontrahiert wieder
Leuchtkraft-, Temperatur- und Radiusänderung eines typischen RR Lyrae-Sterns
Während einer Pulsationsperiode ändert sich der Durchmesser und die effektive
Temperatur (Farbe) des Sterns
Spektraltyp A und F
Verwendung als „Standardkerzen“ zur Entfernungsbestimmung
Genauso wie bei den Delta-Cepheiden gibt es auch bei den RR Lyrae-Sternen eine
Perioden-Leuchtkraft-Beziehung
𝑀𝑣 ~ 0.6
Aufgrund der kleineren absolute Helligkeit ist die Reichweite der Entfernungsbestimmung
geringer als bei den Delta-Cepheiden und beschränkt sich im Wesentlichen auf die
Galaxien der Lokalen Gruppe.
Klassifizierung von RR Lyrae-Sterne nach der Form ihrer Lichtkurven
•
RRab: Diese Untergruppe stellt mit einem steilen
Anstieg und einer großen Amplitude die
Mehrheit der entdeckten RR Lyrae Sterne. Die
Sterne pulsieren in der Grundschwingung mit
einer Periode zwischen 0,3 und 0,9 Tagen.
•
RRc: Der Lichtwechsel ist sinusförmig und die
Amplitude übersteigt nicht 0,6 Magnituden.
Diese Sterne pulsieren meist in der ersten
Oberschwingung mit einer Periode von 0,2 bis 0,5
Tagen.
•
RRd: Bei dieser Untergruppe pulsiert der
Veränderliche mit zwei oder mehr Perioden
vergleichbarer Amplitude. Der Anteil der RRdSterne in einem Sternsystem oder Population
liegt bei einigen Prozent, wobei der Wert
zwischen 0,5 und 30 % schwanken kann.
RRa
RRb
RRc
Der Blazhko-Effekt
Der Auslöser dieses Blazhko-Effekts sind Pulsationen mit einer zweiten oder dritten
Frequenz, die sehr dicht bei der eigentlichen Pulsations-Frequenz des RR Lyrae-Sterns
liegen. Durch die Überlagerung dieser Frequenzen ergibt sich die Blazhko-Periode.
MW Lyrae
P= 0,397718 d
Blazhko-Periode
PB=16,57d
Überlagerung von Lichtkurven
zu verschiedenen Zeiten
Ursache des Blazhko-Effektes
Es gibt fast so viele Erklärungen wie es Veröffentlichungen gibt!
• Veränderliche magnetische Felder
• Nicht radiale Pulsationsmoden
• Veränderliche Konvektionen in der oberen Hülle
• Effekte auf Grund einer hohen Sternrotationsfrequenz
• Gezeitenwirkung eines Begleiters
• Lichtlaufzeitenänderung durch einen Begleiter
• Aufspaltung der Pulsationsmoden zwischen Grund- und 1. Oberton
• Resonanzen zwischen radialen Pulsationsmoden und unbeobbachtbaren
nicht radialen Moden
• Unterschiedlicher Gehalt an schweren Elementen
• und vieles mehr
Die genauen Gründe für die Entstehung dieses Effektes sind noch nicht geklärt. Man
Versucht zur Zeit mittels sternseismologischen Methoden Einzelheiten über das
Pulsationsverhalten zu ermitteln, um einige der oben angegebenen Deutungen
Falsifizieren zu können.
Was man über den Blazhko-Effekt sicher weiß
• RR Lyrs mit Blazhko-Effekt sind häufig. Je nach Autor zeigen 10 bis 50% der RRabSterne und mindestens 2 bis 40% der RRc-Sterne Blazhko-Effekt.
• Immer zeigen sich in der Fourieranalyse 2 oder 3 Peaks in unmittelbarer Nähe der
Pulsationsfrequenz. An diesen Nebenfrequenzen ist der Blazhko-Effekt am sichersten
zu erkennen.
• Sterne mit Blazhko-Effekt verändern öfter ihre Periode. Diese Periodenänderungen
erfolgen plötzlich und viel schneller als es die Entwicklung der Sterne erwarten läßt.
• Der Blazhko-Effekt kann zeitweise verschwinden. RR Gem zeigte in den Jahren 1970
bis 80 keinen Blazhko-Effekt.
• Blazhkoperioden (BP) haben sehr unterschiedliche Länge. Es gibt BP von 5.309 d (SS
Cancri) bis 532.0 d (RS Bootes).
• Ihre Amplitudenvariation ist unterschiedlich groß, z.B. < 0.1 mag bei RR Gem; 0.15
mag bei RS Boo und 0.7 mag bei XZ Cyg.
• Die Entdeckungswahrscheinlichkeit ist abhängig von der Länge der BP, der Variation
der Periodenlänge und der Amplitudenvariation
„Blinkende“ Haufenveränderliche im Kugelsternhaufen M3