In einer Vielzahl von Objekten des Universums wurden in der Antike Sterne beobachtet, die ihre Helligkeit ändern. Ein solcher Stern war die "Beta" des Sternbildes Perseus - Algol (vom arabischen Wort Al Ghul - "das Auge des Teufels"). Perseus hält in seiner Hand den Kopf der Gorgo Medusa. Ein Auge der Medusa zwinkerte den schockierten alten Arabern zu, woher sie ihren Namen erhielt
Während des Lebens eines gewöhnlichen Sterns ändert sich seine Helligkeit sehr langsam, verglichen mit beispielsweise einem Menschenleben oder sogar dem Leben mehrerer Generationen. Aber die Helligkeit veränderlicher Sterne variiert von wenigen Minuten bis zu mehreren Jahren! Daher ist die Untersuchung veränderlicher Sterne eine wunderbare Möglichkeit, mehr über die Prozesse zu erfahren, die im Inneren der Sterne ablaufen. In der modernen Astronomie werden mehrere Dutzend Arten von variablen Sternen unterschieden, und die Anzahl der bekannten Variablen selbst nähert sich hunderttausend.
Spektralklasse des Sterns
Bevor Sie jedoch beginnen, die wunderbare Welt der veränderlichen Sterne zu erkunden, müssen Sie ein so grundlegendes astronomisches Konzept wie die Spektralklasse vorstellen.
Der Spektr altyp ermöglicht es Ihnen, drei Merkmale eines Sterns gleichzeitig einzubeziehen - Farbe, Temperatur und chemische Zusammensetzung. Es gibt sieben Hauptspektralklassen, sie entsprechen Farben von Blau über Weiß bis Rot: OBAFGKM. Um sich an sie zu erinnern, haben sich englische Studenten einen Spruch ausgedacht: "Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me." Mit Klassen wird alles stark vereinfacht: Anstatt beispielsweise zu sagen: „ein blauer Stern mit einer Temperatur von 20.000 Grad und mit überwiegend Wasserstofflinien im Spektrum“, kann man sagen: „ein Klasse-O-Stern“. Weiße und blaue Sterne (Klassen O, A, B) sind jünger und heißer, und ihre Spektren werden von Wasserstoff und Helium dominiert. Mit der „Rötung“kühlen die Sterne ab und Wasserstoff dominiert nicht mehr in ihrer Atmosphäre und es erscheinen zuerst Helium und Kohlenstoff und dann Metalle. Früher glaubte man, dass die Spektr altypen auch die Entwicklung eines Sterns widerspiegeln – ein Stern wird blau und heiß geboren, dann kühlt er ab und durchläuft nacheinander die gesamte Kette der Spektralklassen. Aber diese Theorie wurde nicht bestätigt.
Außerdem variieren Sterne in der Größe. Hier werden Überriesen-, Riesen-, Unterriesen- und Zwergsterne unterschieden.
Die Wissenschaftler Hertzsprung und Russell erstellten das folgende Diagramm: Die Leuchtkraft eines Sterns (die Energiemenge, die ein Stern pro Zeiteinheit abgibt) wurde entlang der vertikalen Achse aufgetragen, Spektr altypen wurden entlang der horizontalen Achse aufgetragen. Das heißt, für jeden Stern in diesem Diagramm gab es einen Punkt.
Die meisten Sterne landeten auf der V-Linie, die "Hauptreihe" genannt wird. Dies bedeutet, dass fast jeder Stern im Prozess seiner Entwicklung den größten Teil seines Lebens dort verbringt. Am oberen Rand des Diagramms erschienen Linien von Überriesen und Riesen, und am unteren Rand erschienen Zwerge. Der Entwicklungspfad eines Sterns in diesem Diagramm hängt von der Masse und der chemischen Zusammensetzung des Sterns ab, ob es sich um einen einzelnen Stern handelt oder ob er einen Nachbarn hat, und von mehreren anderen, weniger bedeutenden Faktoren. Er beginnt meist in der blauen Überriesenregion, von links nach rechts, irgendwann sitzt der Stern auf der Hauptreihe und wandert diese hinunter, schwillt dann wieder an und wird zum Roten Riesen, und verwandelt sich dann in einen Weißen Zwerg.
Variable Sterne
Wie immer bei der Untersuchung einer großen Anzahl von Objekten (in unserem Fall sind dies mehrere zehntausend veränderliche Sterne!) ist es notwendig, sie nach Typ zu systematisieren und sie in Gruppen zusammenzufassen: verdunkelnde Veränderliche, pulsierende Veränderliche und eruptive (falsche) Variablen.
Schattierte Variablen
Der am häufigsten erwähnte in dieser Klasse ist Algol. Nach den alten Arabern wurde seine Variabilität im 17. Jahrhundert wiederentdeckt, und die Gründe für die Variabilität wurden vom englischen Amateurastronomen John Goodryke erklärt. Goodryk machte folgende Annahme: „Wenn es nicht zu früh wäre, Überlegungen zu den Ursachen der Variabilität anzustellen, könnte ich die Existenz eines großen Körpers annehmen, der sich um den Algol dreht“, was hundert Jahre später bestätigt wurde.
Bedeckungsveränderliche Sterne sind Doppelsterne, wenn sich ein Stern um den anderen oder beide um einen gemeinsamen Schwerpunkt drehen. Wenn sich beide Sterne auf unserer Sichtlinie befinden, d. h. eine Sonnenfinsternis eines der Sterne auftritt, wird ihre scheinbare Helligkeit schwächer, und wenn sie sich nicht überlappen, nimmt sie zu.
Beim Studium verdunkelnder veränderlicher Sterne stellen sich viele Fragen. Tatsächlich sind die Nachbarn in Doppelsternsystemen Sterne sehr unterschiedlicher Spektr altypen. Zum Beispiel ist der Doppelstern Sirius ein Stern der Klasse A2 und ein Weißer Zwerg (ihre Umlaufzeit beträgt etwa 50 Jahre). Der erste von ihnen ist nach modernen Ansichten ein sehr junger Stern, der zweite befindet sich im Endstadium der Evolution. Wie konnte es passieren, dass diese Sterne, so unterschiedlich in ihrem Alter, ein einziges System bilden konnten? Es wird angenommen, dass der Massenaustausch zwischen Sternen eine wichtige Rolle im Evolutionsprozess von Doppelsternen spielt. Wenn Wasserstoff im Zentrum des Sterns verbrennt, zieht sich der Kern zusammen und die Hülle schwillt an. Der Einfluss der zweiten Komponente auf die Oberflächenschichten des Sterns macht sich immer deutlicher bemerkbar. Und sobald der Durchmesser des Sterns einen bestimmten kritischen Wert erreicht, beginnt das „Pumpen“von Masse zu einem anderen Bauteil. Berechnungen zeigen, dass einer der Sterne bis zu 80 % seiner ursprünglichen Masse verlieren kann und nicht alles davon auf den Satellitenstern fällt. Es ist möglich, dass die Hälfte oder sogar zwei Drittel dieser Masse das System vollständig verlässt und in den interstellaren Raum übergeht. Möglicherweise lässt sich so die erstaunliche Kombination von Sternen im Sirius-System erklären.
Pulsierende veränderliche Sterne
Im Jahr 1596 bemerkte der deutsche Astronom David Fabricius einen neuen hellen Stern im Sternbild Cetus, dessen Helligkeit über 20 Tage von der dritten auf die zweite Größenordnung zunahm, danach nahm die Helligkeit ab und der Stern wurde unsichtbar mit bloßem Auge (obwohl es mit einem Teleskop gesehen werden kann). Fabricius gab dem Stern den Namen Mira, „wunderbar“. 1784 entdeckte unser Freund Goodryk, dass der vierthellste Stern im Sternbild Cepheus (Delta Cephei) regelmäßig seine Helligkeit von der 3. auf die 4. Größenordnung mit einem Zeitraum von 5,37 Tagen ändert. Alle diese pulsierenden Sterne werden nach diesem Stern Cepheiden genannt.
Beide Sterne – Mira und Delta Cephei – sind pulsierende Variablen. Also wie, warum ändern sie ihre Brillanz? Es wurde festgestellt, dass dies auf eine Änderung des Durchmessers des Sterns zurückzuführen ist. Der Stern dehnt sich aus – und leuchtet so hell wie möglich, schrumpft – und sein Glanz lässt nach. Bewirkt, dass der Stern die Zone des ionisierten Heliums ausdehnt und zusammenzieht.
Lassen Sie uns ein bisschen mehr erklären.
In einem Stern nehmen Temperatur und Dichte der Materie zum Zentrum hin zu. In einiger Entfernung von der Oberfläche werden Wasserstoff und Helium allmählich ionisiert (das heißt, die Atome verlieren ihre Elektronen).
Zunächst erscheint eine Wasserstoffionisationszone, in der das einzige Elektron in diesem Atom verloren geht. Diese Zone wird leicht überlappt von der primären Ionisationszone von Helium (das Heliumatom hat zwei Elektronen). Wenn es noch tiefer geht, verliert das Heliumatom das zweite Elektron und bildet eine Zone vollständiger Ionisation. Es ist diese Zone, die eine geringe Dicke und Masse hat, die den gesamten Stern in Bewegung setzt. Licht in der Zone der vollständigen Ionisierung wird absorbiert, der Druck steigt und bewirkt, dass sich diese Schicht ausdehnt. Durch die Ausdehnung kommt es zu einer Dichteabnahme, wodurch die Opazität der Schicht abnimmt und das in der Schicht gespeicherte Licht emittiert wird. Nach Erreichen der maximalen Ausdehnung beginnen die äußeren Schichten unter dem Einfluss der Schwerkraft zu fallen, rutschen durch die Gleichgewichtslage und schrumpfen. Der Kreislauf beginnt von vorne.
Rechnungen haben ergeben, dass sich nur Sterne so verh alten können, bei denen die Schwingungsperiode der Ionisationszone mit dem gesamten Stern in Resonanz gehen kann. Und das ist vor allem für Riesen und Überriesen möglich. Beim Durchlaufen der Sterntypen von Überriesen zu gewöhnlichen Sternen und Zwergen verschlechtert sich diese feine Resonanzabstimmung und statt deutlicher Pulsationen treten immer mehr unregelmäßige Helligkeitsschwankungen des Sterns auf.
Für Cepheiden wurde auch der Zusammenhang zwischen der Periode der Helligkeitsänderung und der Helligkeit des Sterns abgeleitet - je größer die Helligkeit, desto größer die Periode. Diese Abhängigkeit wird genutzt, um die Entfernungen zu Sternhaufen und Galaxien zu bestimmen, in denen Cepheiden nachgewiesen werden können. Aus Beobachtungen werden die scheinbare Helligkeit und der Zeitraum ihrer Änderung ermittelt. Wenn Sie die Periode kennen, können Sie die absolute Helligkeit des Sterns bestimmen.
Und wenn Sie seine scheinbare Helligkeit und seinen absoluten Wert kennen, finden Sie die Entfernung zum Stern. Die scheinbare Helligkeit (oder scheinbare Helligkeit) hängt von zwei Faktoren ab: der Leuchtkraft und Farbe des Sterns und der Entfernung zu ihm. Es ist schwierig, die scheinbare Helligkeit zu vergleichen, und zum Vergleich wird die sogenannte absolute Helligkeit (absolute Magnitude) eingeführt. Es ist definiert als die scheinbare Brillanz eines Sterns, der sich in einer Entfernung von 10 Parsec vom Beobachter befindet.
Eruptive (unregelmäßige) veränderliche Sterne
Diese Kategorie umfasst alle veränderlichen Sterne, die nicht verfinstern oder pulsieren – normalerweise Novae und Supernovae.
Die ersten Erwähnungen von Supernovae finden sich bereits im 2. Jahrhundert v. Gleichzeitig erschienen die ersten Sternkataloge. Chinesische Astronomen beobachteten im 11. Jahrhundert (1054) eine Supernova-Explosion (an ihrer Stelle befindet sich jetzt der Krebsnebel - seine Gashülle verstreut sich um den ehemaligen Stern). Supernovae zeichnen sich dadurch aus, dass sie extrem hell blitzen. Im Vergleich zu ihrem üblichen Licht wird ihre Brillanz um das Hundertmillionenfache verstärkt - die gleiche Lichtmenge, die von einer ganzen Galaxie ausgestrahlt wird. Supernovae werden in zwei Haupttypen unterteilt (entsprechend dem Explosionsmechanismus, der die Leuchtkraft, die Art ihrer Änderung und ihr Spektrum bestimmt). Sterne vom Typ I erreichen innerhalb einer Woche schnell ihre maximale Helligkeit, die dann schwächer wird. Sterne vom Typ II haben eine geringere maximale Helligkeit, leuchten länger bei maximaler Helligkeit und verblassen schneller. Eine Supernova-Explosion endet mit ihrer fast vollständigen Auflösung. Ein superdichter Stern bleibt an seinem Platz - der Kern einer Supernova (mit der Zeit verwandelt er sich in einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch), und die Materie der Sternhülle wird in den Weltall verstreut und bildet einen gasförmigen diffusen Nebel.
Außer Supernovae gibt es neue Sterne, die nicht so hell explodieren wie Supernovae. Für einen Beobachter besteht der Unterschied zwischen einer Supernova und einer Nova nur in der Helligkeit - eine Supernova ist zehntausendmal heller, obwohl die physikalischen Prozesse, die in diesen Sternen ablaufen, unterschiedlich sind (aber dies ist vielleicht ein Thema für einen separaten Artikel).. Der Ausbruch eines neuen Sterns (wie eine Supernova) erfolgt plötzlich. Ihre Brillanz nimmt schnell zu und erreicht ein Maximum. Danach beginnt eine allmähliche Abnahme der Helligkeit, die bei verschiedenen Sternen auf unterschiedliche Weise auftritt. Am Ende wird die Helligkeit des Sterns auf einen "normalen" Zustand vor der Flare reduziert. Am Ende des Ausbruchs eines neuen Sterns, einige Jahre nach dem Maximum, wird der Gasnebel sichtbar, der den neuen Stern umgibt, der durch den Auswurf der Hülle entstanden ist und sich allmählich ausdehnt.
Astronomen beobachteten auch wiederholte Novae, die mehrmals im Abstand von mehreren Jahren aufflammten. Wie zum Beispiel das T der North Crown. Dabei handelt es sich um einen Doppelstern, bestehend aus einem Roten Riesen (Spektr altyp M3) und einem heißen Stern. Beim Ausbruch einer wiederholten Nova vergrößert sich ihr Durchmesser, der Stern schwillt an. Die geschwollene Schale wird immer dünner und durchsichtiger und zerfällt dann in einzelne Klumpen. Der Stern schwächt allmählich seine Brillanz ab.
Veränderliche Sterne wie U Gemini beh alten ihre minimale Helligkeit, als würden sie Energie für den nächsten scharfen Ausbruch ansammeln, der mehrere Tage dauern kann. Blitze treten nicht periodisch auf, sondern zyklisch, sodass nicht vorhersehbar ist, wann der nächste Blitz auftritt. Die Helligkeit des Blitzes hängt von der Zyklusdauer ab: Sie ist umso größer, je länger der Zyklus ist.
Es scheint, dass der Explosion eines Sterns immer eine Zunahme seiner Helligkeit folgen sollte. Aber für einige Stars ist das nicht wahr. Wenn die in thermonuklearen Reaktionen verbrauchte Substanz (Kohlenstoff) aus den Tiefen der Sterne aufsteigt und aus dem Stern ausgestoßen wird, schwächt sich ihre Brillanz ab, da der ausgestoßene Staub beginnt, das Licht des Sterns selbst zu absorbieren. Die Helligkeit kann um zehn Größenordnungen, also um das Zehntausendfache abnehmen. So passiert es mit Sternen vom Typ Northern Corona R.
Der Reichtum der Welt der veränderlichen Sterne wurde noch nicht erforscht, und viele Entdeckungen warten geduldig auf ihre Forscher und Beobachter. Schließlich kann eine erfolgreiche Beobachtung eines veränderlichen Sterns einen größeren Beitrag zur Wissenschaft leisten als jahrelange theoretische Forschung! Beobachtungen von veränderlichen Sternen werden von vielen Organisationen durchgeführt, die Amateurastronomen aus der ganzen Welt zusammenbringen (z. B. die American Association of Variable Star Observers, www.aavso.org).
