Veränderliche Sterne
Die Erkenntnis, dass es am Himmel mehr Veränderungen gibt als das uns aus dem Altertum bekannte Bild der „Fixsterne“ und Planeten, ist das Ergebnis beobachtender Tätigkeit in früheren Jahrhunderten. Neben den im Laufe der Zeit nachweisbaren Positionsveränderungen der Himmelsobjekte treten auch optische Erscheinungen auf in Form von Helligkeitsänderungen einzelner Sterne oder als Aufleuchten „Neuer Sterne“ (Novae). Letztere Ereignisse haben zum Teil Eingang in die Chroniken der Vergangenheit gefunden, ohne dass man sich jedoch diese Vorkommnisse erklären konnte. Ab dem Ende des 16. Jahrhunderts liegen uns dann Entdeckungsmeldungen über Sterne mit nachweisbarem Lichtwechsel vor:
| 1596 – ο Ceti (Mira) |
| 1669 – β Persei (Algol) |
| 1784 – δ Cephei |
Eine wissenschaftliche Erforschung der veränderlichen Sterne begann erst im 19. Jahrhundert. Im Jahre 1844 erschien Argelanders „Aufforderung an die Freunde der Astronomie“, die wohl als Anstoß für die systematische Entdeckung und Beobachtung veränderlicher Sterne anzusehen ist. Mit der Einführung der Fotografie stieg die Zahl der bekannten Veränderlichen stark an. Und in Verbindung mit der Sternspektroskopie leitete man die Phase ein, die uns dem physikalischen Verständnis für die Ursachen der Helligkeitsänderungen näher brachte. Die physikalische Abgrenzung der sogenannten Bedeckungsveränderlichen von den anderen Typen war im Hinblick auf die Form der Lichtkurven und der dahinterstehenden Ursachen verhältnismäßig einfach. Hier liegt die Sichtlinie eines Beobachters derart zur Bahnebene eines Doppelsterns, so dass sich beide Sterne beim gemeinsamen Umlauf um ihr Schwerezentrum gegenseitig bedecken. Es kommt somit zu einem Abfall in der Gesamthelligkeit des Systems. Der Fortschritt auf dem Gebiet der Theorie des inneren Aufbaus der Sterne ermöglichte dann auch die Bestätigung der Pulsationstheorie. Nach dieser befinden sich bestimmte Sterne in einem Zustand von Schwingungen, die Temperatur- und Durchmesserveränderungen, bei bestimmten Sternen auch Formveränderungen auslösen und somit zu Helligkeitsschwankungen führen. Mit fortschreitendem Erkenntnisstand in der Sternphysik gelang es auch, das Verständnis über die Ursachen des Auftretens „Neuer Sterne“ zu vertiefen. Instabilitäten in Materieflüssen bzw. eruptive Vorgänge unterschiedlichster Größenordnung sorgen hier für einen Lichtwechsel. In der modernen Systematik der veränderlichen Sterne wurden weitere Verfeinerungen vorgenommen, die dem immer weiter fortschreitenden Erkenntniszuwachs Rechnung tragen. Dazu gehören die Abgrenzung der eruptiven und kataklysmischen Veränderlichen voneinander, die Einführung der Rotationsveränderlichen, der veränderlichen Röntgenquellen sowie weiterer spezieller Typen. Trägt man die ermittelte Temperatur und Leuchtkraft von Sternen in ein Diagramm ein, so gruppieren sich diese an bestimmten Stellen. Dies ist überwiegend das Ergebnis unterschiedlicher Entwicklungszustände. Auch verschiedene Klassen physischer Veränderlicher ordnen sich in dieses Verteilungsschema ein. Sie sind somit Ausdruck von unter Umständen spektakulären Abschnitten in der allgemeinen Entwicklung der Sterne.
Was ist nun ein veränderlicher Stern?
Unser heutiges theoretisches Verständnis und die umfangreichen Beobachtungsmöglichkeiten auch im nichtoptischen Bereich des elektromagnetischen Spektrums haben unsere Erkenntnis über veränderliche Sterne weit voran gebracht, jedoch gleichzeitig die Definition der Veränderlichkeit von Sternen verkompliziert:
- Veränderliche Sterne ändern ihre Helligkeit in Zeiträumen, die kürzer als die charakteristischen Abschnitte normaler Sternentwicklung sind. (Lichtwechsel innerhalb von Jahrzehnten)
- Helligkeitsveränderungen treten visuell (mit bloßem Auge sichtbar) im optischen und fotografisch im optischen und nahinfraroten Bereich auf. (Unsere „unveränderliche“ Sonne ist in extremen Wellenlängenbereichen eindeutig veränderlich innerhalb kurzer Zeiträume.)
- Die Größe der Helligkeitsschwankung ist im allgemeinen visuell bzw. fotografisch nachweisbar. (Es gibt auch Veränderlichengruppen, die nur lichtelektrisch nachweisbaren Lichtwechsel zeigen.)
Bedeutung veränderlicher Sterne
- Erkenntnisse über den Aufbau unseres Milchstraßensystems
- Entfernungsbestimmung extragalaktischer Objekte
- Überprüfung der Genauigkeit von Modellen zur Sternentwicklung und zur Kosmologie
Argelandersche Stufenschätzungsmethode
Sie stellt ein einfaches und sicheres Verfahren zur Beobachtung veränderlicher Sterne dar. Es beruht auf dem Helligkeitsvergleich des Veränderlichen mit einem benachbarten, unveränderlichen Stern. Die Helligkeitsdifferenz wird dabei in Stufen geschätzt.
0 Stufen:
Beide Sterne erscheinen gleich hell, bzw. es wird einmal der eine dann der andere Stern heller geschätzt.
1 Stufe:
Beide Sterne erscheinen zuerst gleich hell, bei aufmerksamer Betrachtung ist jedoch einer der Sterne eindeutig heller.
2 Stufen:
Der Helligkeitsunterschied zwischen beiden Sternen ist stets unzweifelhaft vorhanden.
3 Stufen:
Der Helligkeitsunterschied fällt sofort auf.
Noch größere Stufenschätzungen sind wegen abnehmender Genauigkeit nicht empfehlenswert. In der Praxis werden deshalb mehrere Vergleichssterne benutzt, die verschiedene scheinbare Helligkeiten aufweisen, um den Bereich des Lichtwechsels des veränderlichen Sterns abdecken zu können. Beim Vergleichen wird zunächst nur ein Stern fixiert und dessen Helligkeitseindruck sich gemerkt, bevor dieser Vorgang am anderen Stern wiederholt wird. Zur Sicherheit sollte die Schätzung zwei- bis dreimal erfolgen. Die Helligkeitsdifferenzen zwischen den Vergleichssternen sind ebenfalls bei jeder Beobachtung zu schätzen und auf den hellsten unter ihnen umzurechnen. Stufenschätzungen des veränderlichen Sterns werden auch auf den hellsten Vergleichsstern normiert. Eine grafische Darstellung der Lichtkurve dient der Veranschaulichung von Art und Amplitude des Lichtwechsels im Laufe der Zeit. Zur Bewertung der Genauigkeit einer Schätzreihe dient ein weiteres Diagramm: Eine Achse wird aus den scheinbaren Helligkeiten der Vergleichssterne gebildet, während die andere die Stufenschätzungen der Vergleichssterne, normiert auf den hellsten unter ihnen, enthält. Bei hoher Beobachtungsgenauigkeit gruppieren sich die Datenpunkte um eine Gerade.
