Veränderliche Sterne

Als veränderliche Sterne bezeichnete man früher alle Sterne, deren scheinbare Helligkeit nicht konstant ist. Heute zählt man alle Sterne dazu, bei denen eine oder mehrere Zustandsgrößen innerhalb von Jahrzehnten veränderlich sind. Die Änderungen der Sternhelligkeit können zwei verschiede Ursachen haben:

Bei den "echten" Veränderlichen, den physischen Veränderlichen, ist es eine tatsächliche Änderung von Zustandsgrößen wie Radius, Temperatur oder es sind Veränderungen in den Atmosphären zu verzeichnen. Zum anderen kann die Veränderlichkeit rein geometrischer Natur sein und z.B. durch Abschattung hervorgerufen werden (optische Veränderliche). Ein Stern kann auch gleichzeitig zu beiden Gruppen gehören.

Zu den optischen Veränderlichen (etwa 1/5 aller bekannten Veränderlichen) gehören in erster Linie die Bedeckungsveränderlichen - Doppelsternsysteme, bei denen gegenseitige Bedeckungen und Verfinsterungen der Komponenten beobachtbar sind - sowie ein Teil der Rotationsveränderlichen, u.a. die ellipsoidischen Veränderlichen. Bei den restlichen Unterklassen der Rotationsveränderlichen lassen sich die Helligkeitsvariationen auf Sternflecken, d.h. lokale Temperaturerhöhung oder -erniedrigung oder auch örtlich verschiedene Elementhäufigkeiten, zurückführen.

Bei den physischen Veränderlichen bilden die Pulsationsveränderlichen, die ca. 2/3 aller beobachteten Veränderlichen stellen, die größte Klasse. Bei diesen Sternen blähen sich die äußeren Schichten mehr oder weniger periodisch auf und ziehen sich wieder zusammen. Auch hier unterscheidet man wie bei den anderen Klassen von Veränderlichen eine Reihe von Untergruppen jeweils danach, wie der Lichtwechsel vor sich geht oder zustande kommt, falls die Ursachen näher erforscht sind. Beispiele von Pulsationsveränderlichen sind die RR Lyrae-Sterne und die Mira-Sterne, die allein für sich jeweils schon etwa 20% der bekannten Veränderlichen ausmachen. Die zweite Klasse der physischen Veränderlichen stellen die eruptiven Veränderlichen (ca. 10%) dar.

Hierunter sind eine Reihe völlig verschiedenartiger Sterntypen zusammengefasst, bei denen es zu Strahlungsausbrüchen oder Helligkeitsverlusten kommt. Zum Teil handelt es sich um Sterne, bei denen in den Chromosphären und Koronen heftige Prozesse stattfinden, die zu Flarses und Abstoßen von Materie führen. Letztere wird durch den stellaren Wind davongetragen und tritt unter Umständen mit umgebender interstellarer Materie in Wechselwirkung. Typische Beispiele hierfür sind die verschiedenen Klassen der Orion-Veränderlichen. Auch die kataklysmischen Veränderlichen, wie Novae, Zwergnovae, gehören zu den eruptiven Veränderlichen. Hier spielen Wechselwirkungen (Materieaustausch) in einem Doppelsystem mit einer kompakten Komponente die Hauptrolle. Auch die meisten galaktischen Röntgenquellen, bei denen sich die Veränderlichkeit im Röntgenbereich des elektromagnetischen Spektrums abspielt, sind kataklysmische Veränderliche. Letztlich sind etwa 3% der Veränderlichen nicht in eine der großen Gruppen einzuordnen. Dazu gehören auch die BL Lacertae-Objekte und im optischen Spektralbereich variable Quasare - beides allerdings extragalaktische Objekte.

Beobachtungstechnisch wird der Nachweis für die veränderliche Helligkeit eines Sterns durch die Ermittlung einer Lichtkurve erbracht. Das ist eine graphische Darstellung der scheinbaren Helligkeit des Sterns im Verlauf eines bestimmten Zeitabschnitts. Die Daten für diese Lichtkurve können mit Hilfe von visuellen Schätzungen der Sternhelligkeit, der Ausmessung auf Photos oder mit lichtelektrischen Messungen gewonnen werden. Alle Helligkeitsschätzungen und -messungen werden unter dem Sammelbegriff Photometrie geführt. Wichtige Bestimmungsgrößen jeder Lichtkurve eines veränderlichen Stern sind:

1. Der Zeitraum zwischen zwei aufeinanderfolgenden größten und geringsten Helligkeiten, die als Maximum bzw. Minimum bezeichnet werden.

2. Der Bereich der Helligkeitsschwankungen zwischen Maximum und Minimum, auch Amplitude genannt.

3. Gestalt der Kurve, mehr symmetrisch, mehr unsymmetrisch.

4. Wiederholung der Kurvengestalt und der Amplitude über mehrere Maxima und Minima hinweg.

Einfache Helligkeitsschätzungen und darauf beruhende Lichtkurven kann der Sternfreund bei helleren veränderlichen Sternen selbst ohne mächtigen instrumentellen Aufwand machen; der Feldstecher genügt als Gerät vollauf. Die Schätzungen geschehen unter Einbezug benachbarter Sterne, deren scheinbare Helligkeit bekannt und konstant ist. Diese Schätzung sind bei einiger Übung recht genau, sie liegen etwa im Grenzbereich von 0,1m und sind bei entsprechender Regelmäßigkeit geeignet, Daten für die wissenschaftliche Auswertung zu liefern. In einer Reihe von Ländern gibt es Beobachtungsgruppen, die systematisch diese Schätzungen ausführen und die Ergebnisse an international anerkannte Sammelstellen weitergeben.

Die Kenntnis der physikalischen Ursachen für die Helligkeitsschwankungen ist sehr wichtig, um das Wissen über den Aufbau der Sterne zu vertiefen. Die Perioden-Leuchtkraft-Bezeihung über die Bestimmung der mittleren scheinbaren Helligkeit bestimmter veränderlicher Sterne führt zu Entfernungsbestimmungen der Sternsysteme. Es sind vor allem die Veränderlichen vom Typ des Sterns Delta im Sternbild Cepheus, die hier eine Rolle spielen.

Pulsationsveränderliche:

Sind pulsierende Sterne, bei denen sich bestimmte Zustandsgrößen (z.B. Radius, Leuchtkraft, effektive Temperatur) durch Pulsieren der äußeren Schichten verändern. Sie bilden mit 90% die größte Gruppe der physischen Veränderlichen. Dazu gehören folgende Klassen: Cepheiden, RR Lyrae-Sterne, Mira-Sterne, RV Tauri-Sterne, halbregelmäßige Veränderliche, Zwergcepheiden, Delta Scuti-Sterne, Beta Cephei-Sterne, PV Telescopi-Sterne und ZZ Ceti-Sterne. Auch Pulsare zählt man zu dieser Gruppe.

Alpha Cygni-Typ (Deneb):

Die Alpha Cygni-Klasse besteht aus nichtradial pulsierenden Überriesen der Spektraltypen B und A. diese Sterne zeigen typischerweise unregelmässige Helligkeitsschwankungen von 0,^m1, die vielleicht durch Überlagerung vieler Schwingungen mit ungefähr der selben Periode zustandekommen.

Beta Cephei-Sterne:

Pulsationsveränderliche mit sehr kurzen Perioden (0,13 bis 0,3 Tage) und geringen Amplituden (bis maximal 0,^m2; zu kurzen Wellenlängen hin größer). Es handelt sich um Sterne vom Spektraltyp B0 bis B3 der Leuchtkraftklassen II-III bis IV, also um Sterne von ca. 10 Sonnenmassen, etwa 10fachen Sonnendurchmesser, eine Oberflächentemperatur von 20000 K und einer absoluten Helligkeit zwischen -3^m und -5^m.

Cepheiden:

Wichtiger Typ eines Veränderlichen Sterns. Cepheiden haben kurze Perioden von einigen Tagen bis zu einigen Wochen und verhalten sich regelmäßig. Inzwischen ist bekannt, daß die Periode eines Cepheiden mit seiner Leuchtkraft zusammenhängt- je länger die Periode, desto Leuchtkräftiger ist der Stern. Daraus folgt, daß sich durch Messung der Periode eines Cepheiden seine Entfernung bestimmen läßt. Cepheiden sind leuchtkräftige Sterne und über große Distanzen zu sehen; sie sind nicht nur in unserer Galaxis (Milchstraße), sondern auch in fernen Galaxien zu finden. Der Name stammt von Delta Cephei, dem hellsten und berühmtesten Vertreter seiner Klasse.

W Virginis-Sterne:

Pulsationsveränderliche, die zur Gruppe der langperiodischen Cepheiden gehören. Im HRD liegen sie im Bereich der Spektraltypen A2 bis K und haben eine absolute Helligkeit von M_v = 0 bis -4. Es sind Riesensterne der Leuchtkraftklassen Ib bis III. Ihre Massen liegen um 0,5 Sonnenmassen, was die Vermutung nahe legt, dass man hier massenarme Sterne in Nach-Hauptreihen-Entwicklung vor sich hat. Die Perioden der W Virginis-Sterne liegen zwischen 1 und 100 Tagen, ihre Amplituden betragen bis zu 2 Größenklassen.

Delta Scuti-Sterne:

Pulsationsveränderliche mit sehr kurzen Perioden zwischen 0,03 und 0,2 Tagen. Die Amplituden reichen bis 0^m,1 - selten bis 0^m,3. Die Sterne pulsieren radial, und zwar diejenigen mit Amplituden über 0,^m1 vorwiegend nur in der Grundschwingung, diejenigen mit niedrigen Amplituden auch in der Oberschwingung. Delta Scuti-Sterne haben Spektraltypen zwischen A2 und F6 und Leuchtkraftklassen V bis III. Es sind daher Sterne mit absoluten visuellen Helligkeiten von 0^m bis +3^m und etwa der doppelten Sonnenmasse. Im HRD liegen sie zwischen der Hauptreihe und den RR Lyrae-Sternen, mit denen sie nahe verwandt sind.

Unregelmäßige Veränderliche:

bilden eine Untergruppe der Pulsationsveränderlichen. Ihre Lichtkurven zeigen flache Wellen völlig unterschiedlicher Form und Dauer, wobei die Amplituden meist kleiner sind als 0,^m5 (maximal 2^m). Ihre Lage im HRD entspricht der der Mira-Sterne und halbregelmäßigen Veränderlichen. Es handelt sich um Riesen (M_v = +1^m bis -2^m) und Überriesen (M_v=-2^m bis -4^m) später Spektralklassen. Nach der Form der Lichtkurven und Spektren kann man zwei relativ einheitliche Untergruppen bilden: Typ LB (CO Cygni-Sterne, d.h. Riesen der Spektralklassen K, M und C) und Typ LC (Prototyp TZ Cassiopeiae, d.h. Überriesen späten Septraltyps).

Langperiodisch Veränderliche ( = Mira-Sterne):

Veränderliche Sterne die nach dem Stern Mira im Sternbild Walfisch benannt wurden. Es handelt sich um Riesen- oder Überriesen der Spektraltypen K5 bis M9, S und C. Die Perioden liegen zwischen 80 und 1000 Tagen (langperiodische Veränderliche). Die visuellen Amplituden der Mira-Sterne können bis zu 11 Größenklassen betragen. Es besteht eine - allerdings nicht sehr strenge - Perioden-Amplituden-Beziehung in dem Sinne, dass Mira-Sterne mit längeren Perioden auch größere Amplituden aufweisen. Für die Veränderlichkeit der Mira-Sterne sind radiale Pulsationen verantwortlich.

RR Lyrae-Sterne:

Regelmäßig veränderliche Sterne (Pulsationsveränderliche) mit sehr kurzen Perioden (zwischen 1 und 30 Std.). Sie scheinen eine ziemlich einheitliche Leuchtkraft zu besitzen - jeder ist etwa 100 mal heller als die Sonne - und können daher gut für Entfernungsschätzungen genutzt werden (wie die Cepheiden). Viele tauchen in Sternhaufen auf, weshalb sie früher als Haufen-Cepheiden bekannt waren. Kein RR Lyrae-Veränderlicher scheint hell genug, um mit dem bloßen Auge sichtbar zu sein.

RV Tauri-Sterne:

Eine kleine Gruppe sehr leuchtkräftiger Pulsationsveränderlicher. Vorwiegend handelt es sich um gelbe Überriesen (Spektraltyp G und K, seltener F) mit etwa 1 bis 3 Sonnenmassen und 50 bis 100fachen Sonnendurchmesser. Viele RV Tauri-Sterne sind im Infraroten heller als man bei Sternen dieses Spektraltyps erwarten würde, was auf eine sehr ausgedehnte Atmosphäre schließen lässt. Die Lichtkurven dieser Sterne sind durch ein regelmäßigen Wechsel von flachen und tiefen Minima gekennzeichnet, ihre Perioden betragen zwischen 30 und 150 Tagen. Die Amplituden erreichen bis zu 3^m.

Halbregelmäßige Veränderliche:

Untergruppe der Pulsationsveränderlichen. Es handelt sich um Riesen und Überriesen später Spektralklassen mit Perioden vom 20 bis 2000 Tagen und Amplituden bis zu mehreren Größenklassen.

Zwergcepheiden:

Pulsationsveränderliche mit sehr kurzen Perioden zwischen 0,05 und 0,21 Tagen sowie Amplituden von 0,^m3 bis 0,^m8. Die Lichtkurven sind RR Lyrae ähnlich, aber oft durch einen Blachko-Effekt stark modeliert. Bis auf höhere Amplituden haben diese die gleichen Eigenschaften wie die Delta Scuti-Sterne und liegen wie diese im HRD am unteren Ende des Cepheiden Instabilitätsstreifen im Bereich A bis F Sterne. Es handelt sich um Sterne von etwa 1 bis 2,2 Sonnenmassen der Populationen I und II in einem Entwicklungsstadium kurz nach den verlassen der Hauptreihe. Nach ihren Prototyp werden diese Sterne auch SX Phoenicis-Sterne genannt.

ZZ Ceti-Sterne:

Pulsationsveränderliche Weiße Zwerge des Spektraltyps DA mit charakteristischen Perioden zwischen 2 und 20 Minuten und geringen Amplituden (Extremfälle 0,^m012 bei ZZ Ceti, 0,^m28 bei V411 Tauri). Alle bekannten Objekte schwingen in mehreren Perioden gleichzeitig. Da keine Radius-, sondern nur Temperaturänderungen beobachtet werden, nimmt man an, dass es sich um nichtradiale Schwerewellen handelt. Alle ZZ Ceti-Sterne sind sehr schwach (hellster ZZ Piscium, scheinbare Helligkeit 13,^m1).

Spektrumveränderliche:

auch magnetische Veränderliche oder Alpha Canum Venaticorum-Sterne genannt. Diese Sterne zeigen kaum Helligkeitsschwankungen, aber dafür ist die Stärke ihre Absorptionslinien veränderlich. Vornehmlich sind es Sterne vom Spektraltyp A bis F5. Diese Sterne haben ein starkes Magnetfeld, dessen Intensität sich zusammen mit der Helligkeit und dem Spektrum dieser Sterne verändert. Viele dieser Sterne zeigen starke Linien von Silizium, Strontium, Chrom sowie Elemente der seltenen Erden. Ihre Periden liegen zwischen 0,5 und 160 Tagen, ihre Aplituden sind normalerweise kleiner als 0,^m1.

BY Draconis-Sterne:

junge, schnell rotierende Hauptreihensterne vom Typ K oder M mit Emissionslinien im Spektrum. Sie zeigen quasiperiodische Helligkeitsschwankungen mit einer Periode vom Bruchteil eines Tages bis hin zu 120 Tagen. Ihre Amplitude liegt normalerweise unter 0,^m3. Ihre Helligkeitsschwankungen entstehen durch eine ungelichmässige Oberflächenhelligkeit (Sternflecken).

Ellipsoidische Veränderliche:

Doppelsterne mit durch Gravitation verzerrte, ellipsoidischen Komponenten, die sich nicht gegenseitig bedecken. Die Helligkeitsschwankungen entstehen dadurch, dass während des Bahnulaufs verschieden grosse Teile der Sternoberfläche für den Beobachter sichtbar sind.

Pulsare:

Neutronenstern, der in kurzen, sehr regelmäßigen Abständen Radioimpulse aussendet. Die Pulsperioden betragen oft viel weniger als eine Sekunde.

SX Arietis-Sterne:

manchmal auch Helium-Veränderliche genannt. Das Hochtemperatur-Analogon zu den Alpha Canum Venaticorum-Sternen. Es handelt sich um Sterne der Typen B0 bis B7 mit ungewöhnlich starken Linien von Helium, Silizium und anderer Elemente. Diese Sterne haben ein starkes Magnetfeld, das mit der Helligkeit und dem Spektrum variiert.

Eruptive Veränderliche:

Charakteritisch für diese Sterne sind je nach Typ mehr oder weniger starke Lichtausbrüche (Eruptionen), die einmalige Ereignisse sein können oder aber auch wiederholt auftreten können.

FU Orionis-Sterne:

junge Sterne mit erruptiven, novaänlichen Helligkeitsausbrüchen der Spektralklassen A bis F, die in Verbindung mit diffusen Gasnebeln auftreten. Die Helligkeit dieser Sterne nimmt typischerweise im Verlauf einiger Monate um 6^m zu und bleibt dann für Dekaden auf dem Maximum. Dabei nimmt die Stärke der Emissionslinien in Spektrum dieser Sterne zu.

Gamma Cassiopeiae-Sterne:

Veränderliche Be- oder Hüllensterne. Heisse Sterne, die so schnell rotieren, dass Materie am Äquator abströmt und eine Scheibe oder Hülle um den Stern bildet. Die rotationsgeschwindigkeit liegt manchmal nahe der Stabilitätsgrenze. Der unregelmässige Gasausstoss führt zu geringen, unregelmässigen Helligkeitsschwankungen mit Zeitskalen von Monaten oder Jahren.

Irreguläre eruptive Veränderliche:

Untergruppe der eruptiven Veränderlichen. Man unterscheidet 2 Hauptgruppen: Typ IN (Orion-Veränderliche, stets mit Nebeln assoziiert), mit dem dem Sonderfall der T Tauri-Sterne, sowie dem Typ IS (RW Aurigae-Sterne mit schnellem Lichtwechsel, ohne Nebel). Als Unterklassen INA und INS bezeichnet man entsprechende Sterne früher Spektralklassen.

Orion-Veränderliche:

Nebel-Veränderliche, bilden mit den RW Aurigae-Sternen die Klasse der irregulären eruptiven Veränderlichen. Sie stehen im Gegensatz zu den RW Aurigae-Sternen meist mit diffusen Nebeln in Verbindung.

T Orionis-Sterne:

Untergruppe der irregulären erruptiven Veränderlichen, deren Hauptcharakteristik unperiodische, plötzliche Helligkeitseinbrüche sind. Wie andere Orion-Veränderliche auch, stehen sie mit leuchtenden oder dunklen Gasnebeln in Verbindung.

T Tauri-Sterne:

Sehr junge Sterne (Alter 10⁵ bis 10⁷ Jahren) der Typen F bis M, die dicht in der Kontraktionsphase zum Hauptreihenstadium befinden. Sie zeigen unregelmässige Helligkeitsschwankungen mit Amplituden um 1^m und ein Emissionslinienspektrum, das auf eine ausgedehnte Gashülle hinweist. Die Massen der T Tauri-Sterne liegt zwischen 0,2 und 2,5 Sonnenmassen und der Durchmesser beträgt ein mehrfaches von dem der Sonne.

YY Orionis-Sterne:

Untergruppe der T Tauri-Sterne, deren Spektren sich durch inverse P Cygni-Profile auszeichnen, was auf das Einströmen von Gasmassen auf den Stern schließen lässt. Es handelt sich um sehr junge Objekte (Protosterne). Die unregelmässigen Helligkeitsschwankungen werden durch variable Absorption des Sternlichts in der Gashülle hervorgerufen.

RW Aurigae-Sterne:

Untergruppe der irregulären erruptiven Veränderlichen mit Amplituden zwischen 1^m und 4^m. In der Regel sind es Hauptreihensterne und Unterriesen vom Spektraltyp G mit absoluten Helligkeiten kleiner als +4^m. Ihre Lichtkurven zeigen stark unregelmässige, rasche Schwankungen. Im allgemeinen sind RW Aurigae-Sterne nicht mit Nebeln assoziiert.

R Coronae Borealis-Sterne:

Sterne mit plötzlichen, unvorhersehbaren Helligkeitseinbrüchen. Die übrige Zeit verweilen sie im Maximum. Es handelt sich um sehr leuchtkräftige Sterne der Spektraltypen Bpe bis R, die Kohlenstoff und heliumreich, aber arm an Wasserstoff sind. Die Helligkeitseinbrüche betragen zwischen 1^m und 9^m und können für einige Wochen oder auch Jahre andauern. Die Helligkeitseinbrüche werden durch Russpartikel hervorgerufen, die um den Stern herum kondensieren.

RS Canum Venaticorum-Sterne:

Kleine Klasse von Bedeckungsveränderlichen. Es handelt sich um getrennte Doppelsternsysteme mit Algol ähnlichen Lichtkurven, die während des Normallichts starke Unregelmäßigkeiten zeigen, die vermutlich von Sternflecken auf der kühleren Komponente - ein K-Unterriese - hervorgerufen werden. Die heißere Komponente ist stets ein F- oder G-Zwerg bzw. Unterriese. Die Umlaufperioden zeigen große irreguläre Veränderungen.

S Doradus-Sterne:

Veränderliche aus der Klasse der eruptiven Veränderlichen. Es sind heiße, sehr leuchtkräftige Überriese der Spektralklassen Bpe bis Fpe von etwa millionenfacher Sonnenleuchtkraft, mit dichten, expandierenden Hüllen. Diese Sterne gehören zu den leuchtkräftigsten Sternen überhaupt. Sie besitzen Massen von 50 bis 100 Sonnenmassen und weisen ein Massenverlust von etwa 10^-5 Sonnenmassen pro Jahr auf. Die Veränderungen der Hülle, die die vom Stern kommende Strahlung absorbiert und reemittiert, verursacht die beobachteten irregulären Helligkeitsschwankungen.

UV Ceti-Sterne:

Veränderliche Sterne aus der Klasse der eruptiven Veränderlichen, bei den sogenannte Flars beobachtet werden. Es handelt sich um lichtschwache rote Zwergsterne, die über eine kurze Zeit (einige Minuten) einen Helligkeitsanstieg bis zu mehreren Größenklassen erfahren und innerhalb ca. einer Stunde wieder auf ihre alte Helligkeit zurückfallen. Dieses Verhalten scheint auf sehr intensive Flare Tätigkeit in der stellaren Atmosphäre zurückzuführen zu sein. Obwohl die betreffenden Energiemengen viel größer als bei solaren Flares sind, ist bisher noch nicht bekannt, ob die gesamte Sternenatmosphäre betroffen ist oder nur eine begrenzte Fläche wie bei der Sonne. Typische Flare-Sterne sind UV Ceti und AD Leonis.

Wolf-Rayet-Sterne:

Außergewöhnlich heiße, grünlich-weiße Sterne mit hellen Emissions und den üblichen dunklen Absorptionslinien im Spektrum ( siehe Absorptionsspektrum, Emissionsspektrum). Die Oberflächentemperatur erreicht bis zu 100 000°C Die Wolf-Rayet-Sterne scheinen von schnell expandierenden Gashüllen umschlossen zu sein. 1867 wurden sie zum ersten Mal von den Astronomen Charles Wolf und Georges Rayet bemerkt, nach denen sie benannt wurden. Zahlreiche Wolf-Rayet-Sterne sind spektroskopische Doppelsterne.

Kataklysmische Veränderliche:

"Explosive Veränderliche". Seit längerem ist bekannt, dass eine Reihe verschiedener Typen von eruptiven Veränderlichen enge Doppelsterne sind und sich die beobachteten Strahlungsausbrüchen auf Wechselwirkungen der Komponenten zurückführen lassen. Ein typisches kataklysmisches Doppelsternsystem besitzt einen massearmen Begleiter, von dem aus Materie zu dem Hauptstern strömen kann. Der Hauptstern kann ein Weißer Zwerg, ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch sein.

Novae:

Stern, der einen plötzlichen Ausbruch erfahrt und für eine bestimmte Zeit zu einem Mehrfachen seiner normalen Leuchtkraft aufflammt, bevor er sich wieder bis zu weitgehender Dunkelheit abschwächt. Novae sind Doppeisterne, in denen eine Komponente ein Weißer Zwerg ist; dieser ist für die Ausbrüche verantwortlich.

Supernovae:

Gigantischer Ausbruch eines Sterns nach einem Zusammenbruch (Kollaps) durch seine eigene Gravitationskraft. Es gibt zwei Typen Supernovae: eine Supernova vom Typ I zieht die vollkommene Zerstörung des Weißen Zwerges in einem Doppelstern-System nach sich. Typ II einer Supernova entsteht durch den Gravitationskollaps eines sehr massereichen Sterns. Während des Höhepunkts des Helligkeitsausbruchs kann eine Supernova die Leuchtkraft einer ganzen Galaxis übertreffen.

Zwergnovae ( = U Geminorum-Sterne):

Eine Untergruppe der eruptiven Veränderlichen. Es sind enge Doppelsterne, sogenannte kataklysmische Veränderliche. Der Hauptstern ist ein Weißer Zwerg, der von einer Akkretionsscheibe umgeben ist. Sie besteht aus Material, dass vom Begleiter, einem massearmem Roten Zwerg abströmt. Fast alle Zwergnovae zeigen im Minimum keine konstante Helligkeit, sondern ein rasches Flackern. Zu Klärung der Ursache der Ausbrüche wurden schon viele Modelle vorgeschlagen. Die beiden wahrscheinlichsten Theorien machen dafür Änderungen in der Massenflussrate bzw. Instabilitäten der Akkretionsscheibe verantwortlich. Beide Modelle gehen von einem Massenfluss vom Roten Begleiter auf der Akkretionscheibe aus.

SS Cygni-Sterne:

Untergruppe der Zwergnovae, sie wird heute den U Geminorum-Sternen zugerechnet. Der Stern SS Cygni hat eine Periode von 50 Tagen und eine Normalhelligkeit von 12,^m4. Beim Ausbruch steigt die Helligkeit auf 8,^m2 an.

SU Ursae Majoris-Sterne:

Untergruppe der Zwergnovae. Der Prototyp dieser Klasse ist SU Ursae Majoris. Seine Helligkeit schwankt innerhalb von 16 Tagen zwischen 11,^m1 und 14,^m5.

Z Camelopardalis Sterne:

Untergruppe der Zwergnovae. Die Helligkeit dieser Sterne verweilt nach einem Ausbruch auf einem mittleren Niveau. Dieser Zustand kann Tage oder auch Jahre dauern und wird stets durch ein Minimum beendet. Die Amplituden betragen zwischen 3^m und 4^m. Die Maxima dauern etwa 5 bis 15 Tage.

Z Andromedae-Sterne:

Untergruppe der erruptiven Veränderlichen. Symbiotische Sterne, die aus einem kühlen Riesen (4000K Oberflächentemperatur) und einem sehr heissen Begleiter (um 200 000K Oberflächentemperatur) bestehen. Die Irregulären Helligkeitsschwankungen werden durch Pulsationen der kühleren Komponennte sowie durch Wechselwirkungen der beiden Komponenten miteinander verursacht. Wahrscheinlich findet ein Massenaustausch zwischen den beiden komponenten statt. Häufig sind diese Sterne in Nebel eingebettet.

Bedeckungsveränderliche:

Ein Doppelstern, dessen zwei Komponenten sich in solch einem Winkel um ihr gemeinsames Schwerkraftzentrum bewegen, daß sie sich - von der Erde aus beobachtet - gegenseitig verdecken. Im Falle des Bedeckungsveränderlichen Algol ist eine Komponente viel heller als die andere. Alle 2 Tage bedeckt der schwächere Stern den leuchtenderen, der in seiner Helligkeit dann um mehr als eine Größenklasse schwächer zu werden scheint. Beckungsveränderliche werden nach der Form ihrer Lichkurven klassifiziert.

Algol:

Bei Algol-ähnlichen Systemen sind die Komponenten deutlich voneinander getrennt und fast kreisförmig. Daher ist die Lichtkurve zwischen den Bedeckungen fast konstant. Die Perioden erstrecken sich vom Bruchteil eines Tages bis zu vielen Jahren.

Beta Lyrae-Sterne:

Beta Lyrae-Doppelsterne bestehen aus durch Gravitation verzerrte ellipsenförmige Komponenten. Sie haben die Spektraltypen O, B oder A und ungleiche Helligkeiten. Ihre Lichtkurve verändert sich kontinuierlich mit Amplituden < 2^m. Die Perioden sind typischerweise größer als einen Tag.

W Ursae Majoris-Sterne:

W Ursae Majoris-Sterne zeigen sich kontinuierlich ändernde Lichtkurven. Ihre Amplitude liegt bei 1^m oder weniger. Die Komponenten sind stark verzerrte Zwergsterne, die (fast) in Kontakt miteinander stehen und sich in der Regel in weniger als einem Tag umkreisen. Ihre Spektraltypen sind F, G oder K.

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