Pulsationsveränderliche Sterne

 

Der Mensch schaut seit Anbeginn seiner Existenz zum Firmament hinauf! Dort, wo der Ursprung seiner Existenz verborgen liegt, gibt es unzählige Sachen zu entdecken. In einer klaren, dunklen Nacht erkennt das menschliche Auge zwischen 4 000 und 6 000 Sterne ohne technische Hilfsmittel. Eine gewaltige Zahl, die jedoch zu unergründbar kleiner Größe schrumpft, wenn man die Maßstäbe auf die Gesamtzahl aller in unserer Galaxie existierenden Sterne erweitert! Astronomen schätzen, dass die Milchstraße insgesamt 300 Milliarden Sterne beinhaltet. Nur ein Bruchteil davon ist am Nachthimmel zu erkennen, und doch gibt er uns jede Menge Aufschluss über Prozesse, die sich Tausende Lichtjahre von uns entfernt abspielen.

 

Machen wir es uns bequem, und setzen uns in einen warmen, gepolsterten Stuhl. Wir beobachten den Nachthimmel nun schon 3 Stunden. Etwas wirklich auffälliges, konnten wir neben ein paar Satelliten, hell strahlenden Planeten und natürlich den Bewegungen der Sterne über das Firmament noch nicht sehen. Offenbar ist der Nachthimmel, den wir visuell mit dem bloßen Auge erschließen, vor allem von einem Begriff geprägt: Konstanz! Dort tut sich nicht viel. Und doch, ist die Astronomie heute an einem Punkt angelangt, an dem man weiss, dass eine derartige Behauptung nur für sehr kurzfristige Beobachtungen in Kraft zu treten scheint.

 

Es gibt eine Vielzahl von Veränderlichkeiten am Nachthimmel. Besonders ins Gewicht fallen anlässlich der extremen Quantität, Variationen in der Helligkeit einiger Sterne! Wir kennen am Nachthimmel bereits viele Sterne, deren Helligkeit sich im Laufe der Zeit verändert. In diesem Text wollen wir uns mit einer ganz bestimmten Sorte Veränderlicher Sterne beschäftigen, den sogenannten Pulsationsveränderlichen.

 

Normalerweise werden Veränderliche Sterne in 3 Gruppierungen unterteilt:

 

  • Bedeckungsveränderliche

  • Pulsationsveränderliche

  • Eruptive Veränderliche

 

Interessant bei den Pulsationsveränderlichen ist nun, dass ihre systematische Beobachtung und Verfolgung entscheidend dazu beitragen kann, die innere Struktur eines Sterns und andere stellare Zustandsgrößen genauer und präziser zu erforschen denn je. Wir werden darauf gleich noch einmal zurückkommen. Es gilt zunächst einmal zu klären: Was ist ein Pulsationsveränderlicher Stern?

 

Ein Pulsationsveränderlicher Stern, ist eine pulsierende Gaskugel! Pulsation, das bedeutet rhytmische Kontraktion und Ausdehnung, so wie wir sie auch aus dem Alltag kennen. Offenbar kann es also sein, dass ein Stern innerhalb eines bestimmten Zeitintervalls, der sogenannten Periode, in eine Kontraktion versetzt wird, zusammenfällt und sich nach dem Erreichen eines Minimums erneut aufbläht und vergrößert. Der physikalische Hintergrund, der diesen Mechanismus antreibt, ist nicht ganz einfach zu verstehen, astrophysikalisch heute aber bereits sehr gut erklärt. So einfach, wie die Pulsationen hier beschrieben sind, sind sie jedoch nicht.

 

Denn, grundsätzlich gilt für einen Stern das hydrostatische Gleichgewicht. Das bedeutet, dass die Summe aller nach außen wirkenden Kräfte exakt so groß ist, wie die nach Innen wirkende Kraft, die den Stern zusammenzieht. Dem Stern, darf anlässlich seiner Masse ein Gravitationsfeld zugeordnet werden, dass den Stern als Ganzes komprimiert also zusammendrückt. Wäre diese Kraft aber die einzige die wirkte, so würde der Stern innerhalb einer bestimmten Zeit (Freifallzeit) unter seiner Schwerkraft zusammenfallen und wohlmöglich explodieren. Das ist nicht das wir beobachten!

Es muss also Kräfte geben, die der Schwerkraft entgegenwirken und im Stern nach außen drücken. Das sind, wie wir aufgrund theoretischer Modelle wissen, der Gasdruck, der Strahlungsdruck und bei schnell rotierenden Sternen zusätzlich die Zentrifugalkraft. Für die Erfüllung eines Gleichgewichtszustandes, dass die weiterreichende Existenz des Sterns versichert, muss also folgende Bedingung erfüllt sein:

 

Gravitationsbeschleunigung = Strahlungsdruck + Gasdruck

 

Solange diese Bedingung erfüllt ist, sind Pulsationen nur in einem sehr begrenzten Bereich des Sterns möglich und werden in einigen Fällen sogar gänzlich unterdrückt! Es gibt viele Sterne die im hydrostatischen Gleichgewicht pulsieren, allerdings sind die Amplituden (also die Differenz zwischen Helligkeitsmini- und Helligkeitsmaximum) dabei so gering, die Pulsationsprozesse an sich so ineffektiv, dass mit dem bloßen Auge nichts mehr von Veränderlichkeiten des Sterns am Nachthimmel zu erkennen ist. Das ändert sich, mit fortschreitender Entwicklung des Sterns, in spätere Stadien.

 

Denn tatsächlich wissen wir, dass die größten Helligkeitsschwankungen (die größten Amplituden) veränderlicher Sterne, mit sehr späten Entwicklungsstadien einhergehen, deren Grundlage die zeitlich andauernde Instabilität ist. Pulsationsveränderliche Sterne werden astrophysikalisch durch unterschiedliche sogenannte Zustandsgrößen charakterisiert:

 

  • Die Amplitude

 

Das ist wie bereits erwähnt, die Differenz zwischen Helligkeitsminimum und Helligkeitsmaximum. Schwankt ein Stern zb. Zwischen der 4. und 6. Größenklasse, beträgt die Amplitude 2 mag.

 

  • Die Periode

 

Sie bezeichnet die Zeitdauer, die ein Stern braucht um einen Pulsationsprozess einmal vollständig zu durchlaufen.

 

  • Die Spektralklasse

 

Bei der Untersuchung von Sternspektren, werden den Sternen abhängig von ihrer chemischen Zusammensetzung unterschiedliche Buchstaben verliehen. Die Klassen lauten: O, B, A, F, G, K und M. Im Wesentlichen unterscheiden sich Sterne verschiedenen Spektraltyps mehr durch ihre unterschiedlichen Oberflächentemperaturen als durch die verschiedenen chemischen Kompositionsbauteile.

 

Auch wenn es noch etliche andere Parameter gibt, die Veränderliche Sterne voneinander abgrenzen und von den restlichen normalen Sternen differenzieren, belassen wir es aus Gründen der Übersichtlichkeit bei diesen Hauptgrößen.

 

Wie Simulationen an hochleistungsfähigen Computern gezeigt haben, umfassen stellare Oszillationen ein breites Feld an Entfaltungsmöglichkeiten. Das bedeutet, das sowohl die Art als auch Dauer der Pulsationen empfindlich von unterschiedlichen stellaren Zustandsgrößen und deren vernetzte Korrelation abhängig ist. Sterne können sowohl radial pulsieren, als auch nichtradial! Was unterscheidet aber diese beiden Typen?

 

Bei den radialen Pulsationen, bewegt sich der gesamte Stern aus der Mittellage hinaus und wird entweder in eine Kontraktion oder Expansion versetzt. Bei den nichtradialen Pulsationen, bewegen sich einzelne, geometrisch abgegrenzte Oberflächenelemente in den Stern hinein, während andere gleichzeitig aus ihm austreten also expandieren. Es ist unschwer zu erkennen, dass radiale Pulsationen einem wesentlich höheren Ordnungsgrad folgen, als die komplizierten und nur analytisch erfassbaren nichtradialen Pulsationen der Sternoberfläche. Wirklich kompliziert, wird es vor allem dann, wenn die stellaren Parameter die Anwesenheit sowohl radialer als auch nichtradialer Pulsationen gleichzeitig erlauben! Das sich ergebende sogenannte Oszillationsmuster, wird dann so komplex, dass es theoretisch nicht mehr lösbar erscheint. Machen wir uns aber nun zunächst, mit den unterschiedlichen Gruppierungen pulsationsveränderlicher Sterne vertraut. Es existieren folgende Unterklassen:

 

  • Alpha-Cygni-Sterne

 

Hier handelt es sich um pulsierende Überriesen. Diese Sterne schwingen ausschließlich nichtradial mit einer Periode von etwa einigen Wochen.

 

  • Delta-Scuti-Sterne

 

Sterne mit einem Spektraltyp von A bis F, mit sehr kurzen Perioden (einige Stunden) und geringen Amplituden (ca. 0,3 mag.) Sie schwingen sowohl radial als auch nichtradial.

 

  • Beta-Cephei-Sterne

 

Sterne mit einem frühen Spektraltyp, meistens B auf der Hauptreihe. Sehr geringe Amplituden (oft nur fotografisch nachweisbar).

 

  • Cepheiden

 

Überwiegend radial schwingende Sterne, mit Perioden zwischen 1 und 100 Tagen, und Amplituden von ca. 1,5 mag. Sie können sehr gut zu Entfernungsmessungen benutzt werden, da die Leuchtkraft dieser Sterne mit ihrer Periode in eindeutiger Beziehung steht. Der Spektraltyp schwankt zwischen F und K.

 

  • RR-Lyrae-Sterne

 

Sterne mit einer Amplitude von etwa 2 mag. Und sehr regelmäßiger Periode von 4 bis 24 Stunden. Spektraltyp von A – F.

 

  • Sonnenähnliche Sterne

 

Schwingen sowohl radial als auch nichtradial mit einer Periode von 2 bis 17 Stunden und einer extrem geringen Amplitude von maximal 0,005 mag. Dieser Lichtwechsel ist bestenfalls fotografisch nachzuweisen! Spektraltyp G oder K.

 

  • Mirasterne

 

Sterne die sowohl radial als auch nichtradial pulsieren. Die Amplituden sind sehr groß und betragen bis zu 9 mag.! Die Perioden liegen zwischen 80 und 900 Tagen.

 

  • Halbregelmäßig Veränderliche Sterne (SRA, SRB, SRC, SRD)

 

Riesen und Überriesen mit einem Spektraltyp von K oder M. Die Amplituden betragen bis zu 4 mag. Und haben Perioden zwischen 40 und 600 Tagen.

 

Nun sind wir bezüglich der aktuellen Erkenntnisse über Veränderliche Sterne schon sehr weit gekommen. Was noch fehlt, sind die Anregungsmechanismen. Welche Prozesse im Innern des Sterns, sorgen für die beobachteten Pulsationen?

 

Grundsätzlich entscheidend für das Zustandekommen stellarer Oszillationen, ist die Abhängig des Opazitätskoeffizienten (k) von der Temperatur und Druckschichtung. Die Opazität (k) ist in der Astronomie ein Maß für die Lichtundurchlässigkeit eines Mediums. So weist zb. Ein Glas eine wesentlich geringere Opazität auf, als eine Porzellantasse. Es dringt einfach mehr Licht durch! Und die Fähigkeit der Strahlungsausbreitung im Innern eines Sterns ist verantwortlich für die Pulsationen.

 

Man hat herausgefunden, dass für gewisse Sterne vornehmlich für Sterne mit präzisen Perioden, ein Mechanismus im Innern für die Aufrechterhaltung der Pulsationen verantwortlich ist. Der sogenannte Kappa-Mechanismus treibt die Pulsationseffekte von zb. RR-Lyrae-Sternen, Cepheiden, Delta-Scuti-Sternen oder in abgeänderter Form auch Mirasternen. Die Annahme ist folgende:

 

Im Innern eines weit entwickelten Riesensterns, liegt in den äußeren Schichten eine Heliumzone vor. Die Temperatur in dieser Schicht, ist in der Ruhelage des Sterns so gering, dass dem Helium nur eines seiner beiden Hüllenelektronen abhanden gekommen ist. Man spricht auch von einfacher Ionisation. Wird nun durch eine kleine Störung des Sterns (zb. Abweichung von Adiabatasie) der Stern zusammengedrückt, so steigt die Temperatur in dieser Heliumzone an. Die Temperatur wird nun so hoch, dass den Heliumatomen in dieser Schicht auch das zweite Elektron entrissen wird! Die nun zusätzlich durch die Kompression freigewordenen Elektronen, wirken aber wie Streuzentren und sorgen dafür, dass die Strahlung aus dem Sterinnern nicht mehr ungehindert nach außen dringen kann. Die Opazität (k) steigt an! Durch den Strahlungsstau im Innern, baut sich nun ein Überdruck auf. Dieser verhilft dem Stern schließlich zur Expansion, die äußeren Schichten kühlen ab, und die Heliumatome fangen sich wieder ein Elektron ein! Nun beginnt der Prozess von neuem. Der Kappa-Mechanismus tritt nur deswegen in bestimmten Sternen in Kraft, weil nicht in jedem Entwicklungszustand, die nötigen Zustandsgrößen und Bedingungen (Zunahme von k mit Temperatur etc.) erfüllt werden können. Die Heliumzone darf nicht zu weit im Stern liegen und sich auch nicht zu weit außen befinden. So können die Pulsationen nicht mehr durch die Schichten weitergeleitet werden!

 

Daneben gibt es für einen Stern aber noch eine andere Möglichkeit Pulsationen zu entwickeln. Das Schlüsselwort hierfür lautet: Konvektion.

Konvektion bedeutet, dass in einer bestimmten Schicht im Sterinnern Gasmassen geometrisch abgegrenzt aufsteigen, an der Oberfläche des Sterns abkühlen und wieder in den Stern hineinfallen. Gasmassen die an einer gewissen Stelle ein bisschen wärmer, und damit spezifisch leichter als ihre Umgebung sind, erhalten den für das erstmalige Aufsteigen verantwortlichen Auftrieb. Schon lange war bekannt, dass auch Konvektionsprozesse in den Atmosphären von Sternen mit geringen Oberflächentemperaturen stochastische Pulsationseffekte einleiten konnten. Unsere Sonne tut dies auch!

 

Die aus dem Sterinnern aufsteigenden Gasmassen transportieren Bewegungsenergie mit nach oben, die sich in Form von Oszillationen an der Oberfläche festsetzt. Dabei ist aus theoretischen Modellen bekannt, dass Sterne mit der Spektralklasse G, K und M äußere Konvektionsschichten besitzen. Mit geringer werdender Oberflächentemperatur fällt die Konvektionszone weiter in den Stern hinein, und nimmt an Ausdehnung zu. Die aufsteigenden Gasmassen gewinnen Geschwindigkeiten von bis zu 15 Km/s und transportieren so mehr Bewegungsenergie mit an die Oberflächenschichten. Die Folge ---> Die Pulsationen werden verstärkt!

 

Kommen wir noch kurz zu den Schwingungsmoden nichtradialer Pulsationen. Bei nichtradialen Pulsationen, wir erinnern uns, dass sich einzelne Oberflächenteile des Sterns in ihn hinein bewegen, während andere parallel dazu austreten, kommen für die Auslenkung der unterschiedlichen Gasmassen einige Rückstellkräfte in Frage, die maßgeblich an der Pulsation beteiligt sind. So entdeckte man unlängst auf der Sonnenoberfläche sogenannte P-Moden (pressure-modes). Offenbar sorgten Druckwellen im Innern der Sonne für die Auslenkung der aufsteigenden Massenelemente. Neben sogenannten P-Moden mit einer typischen Periode von 5 Minuten (siehe 5 Minuten-Oszillation), kommen bei einer nach außen abnehmenden Massenverteilung auch Schwerewellen infrage (g-modes von gravity). Diesen Pulsationsmodus findet man nicht mehr an der Oberfläche normaler Hauptreihensterne, jedoch bei quasiperiodischen Oszillationen kollabierter Weißer Zwerge.

 

Nach einem zugegebenermaßen doch recht langen Text, stellt sich für viele nun vermutlich die Frage: Wieso untersucht man Pulsationsveränderliche Sterne?

 

Das hat einen einfachen Grund. Pulsationen entsprechen bestimmten Schwingungsmustern an der Sternoberfläche. Diese Schwingungsmuster haben mit Schwingungsmustern auf der Erde eines gemeinsam: Sie verraten uns etwas über den Inneren Aufbau von Objekten.

 

Stellen wir uns ein Weinglas vor. Das ist nicht gefüllt. Wir schlagen leicht, nicht zu hart, sonst geht es nämlich kaputt, mit einem Löffel dagegen. Wir hören ein ganz bestimmtes Schwingungsmuster des angestoßenen Weinglases. Vermutlich läuft es abhängig von der Form auf einen hohen Ton hinaus, dessen Lautstärke langsam abnimmt. Nun geht die Party los! Wir schenken den ersten Wein ein, das Glas ist zur Hälfte gefüllt. Wir schlagen noch einmal dagegen. Und? Die Frequenz des Tons ist verändert. Es schwingt anders, viel gedämpfter und tiefer als zuvor. Und genau so ist es mit den Sternen!

 

Die Untersuchung bestimmter Schwingungsmuster von Sternen gibt Rückschlüsse auf ihren Inneren Aufbau, ihren Entwicklungszustand und andere physikalische Merkmale. Doch leider sind die Beobachtungen rahr gesäht! Astrophysiker bekommen nicht genug Daten eingespielt, sie können nur selten an Pulsationsveränderlichen Sternen forschen, da ihnen unter anderem Beobachtungszeit fehlt und sie sich mit wichtigeren Dingen beschäftigen müssen. Aber die Asteroseismologie, hat die Astrophysik revolutioniert! Darum fordere ich alle motivierten Hobbyastronomen auf: Beobachtet pulsationsveränderliche Sterne! Fangt mit Mirasternen an, sucht euch bestimmte Aufsuchkarten und schätzt einen Stern alle 2 Wochen ab. Ihr werdet 100% sehen, dass sich an der Helligkeit dieser Sterne etwas ändert. Die Daten müssen verwertet werden. Man könnte versuchen eine Lichtkurve zu zeichnen, oder einzelne Beobachtungsdaten an die BAV (Bundesdeutsche Arbeit für Veränderliche) oder die AAVSO (American Association of Variable Star Observers) zu schicken. Alle relevanten Infos sind auf dem Homepages zusammengefasst. Nur so könnten uns die mystischen und beeindruckenden Pulsationen, veränderlicher Sterne zukünftig auch wissenschaftlich in den Himmel treiben.