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Veränderliche Sterne
Im Lauf der Existenz eines Sternes verändert dieser seine Zustandsgrößen
wie Durchmesser, Oberflächentemperatur, Masse etc. erheblich. Diese Veränderungen erfolgen jedoch vergleichsweise langsam in Zeiträumen
von Millionen und Milliarden von Jahren. Unter einem Veränderlichen Stern versteht man hingegen einen Stern, dessen Messgrößen - in erster Linie
seine scheinbare Helligkeit - in kosmisch kurzen Zeitskalen (Sekundenbruchteile bis einige hundert Tage) veränderlich sind.
Es unterscheidet zwei Arten von Veränderlichen Sternen, einmal die:
- Intrinsische Veränderliche:
physikalische Vorgänge im Innern des Sterns verändern seine Helligkeit.
- Extrinsische Veränderliche:
Die Helligkeit des Sterns bleibt unverändert, nur auf der Sichtlinie zur Erde schwankt seine Helligkeit, z.B. wenn er duch einen anderen Stern bedeckt
wird.
Die Helligkeitsänderungen können in Perioden von Stunden bis hin zu einigen Jahren auftreten. Die Einteilung der Veränderlichen Sterne kann wie folgt vorgenommen werden.
Bedeckungsveränderliche:
Wie der Name schon sagt, handelt es sich hierbei um Doppelsterne, welche sich gegenseitig abwechselnd bedecken. Es sind also keine pysikalischen Vorgänge für die Helligkeitsschwankungen verantwortlich.
Algol-Typ:
Beide Sterne umkreisen einen gemeinsamen Schwerpunkt, wobei sich die beiden Komponenten in regelmäßigen Abständen, in Sichtlinie zur Erde, gegenseitig bedecken. So besteht dieser Bedeckungsveränderliche (bekannt nach dem Stern Algol im Sternbild Perseus) aus einem kleineren, aber helleren Stern, (Algol A) und einem größeren, etwas dunkleren Stern (Algol B).
Das Algol-System ist 90 Lichtjahre entfernt, die Helligkeit schwankt zwischen
2,1 mag und 3,4 mag innerhalb von 2 Tagen, 20 Stunden, 48 Minuten und
56 Sekunden.
Beta Lyra-Typ:
Dieser Veränderliche hat eine etwas andere Lichtkurve. Ihre Helligkeits-schwankungen sind kontinuierlicher als die vom Algol-Typ, wobei aber die
Haupt-und Nebenminima unterschiedlich stark sind.
Hier umkreisen sich zwei Stene so eng, dass ihre Gravitatonsfelder bereits miteinander verflochten sind. Grund dafür sind die an einem oder beiden
Sternen zerrenden Gezeitenkräfte. Die Sterne verforman sich. Es hat sich
eine gemeinsame Gashülle gebildet.
Kontaktsysteme:
Wenn zwei Sterne so eng beieinander stehen, dass sich ihre Oberflächen berühren, spricht man von Kontaktsystemen.
W Ursa Majoris ist ein Prototyp eines solchen Kontaktsystems.
Beide Sterne sind sich so nah, dass sie durch ihre Gravitationskräfte elliptisch verformt werden und eine gemeinsame Hülle bilden. Die Lichtkurven zeigen keine deutlichen Minima, sondern verlaufen kontinuierlich. Sie sind in den Kugelsternhaufen und in älteren offenen Sternhaufen anzutreffen.
Rotationsveränderliche:
Rotationsveränderliche sind Doppelsterne, deren Umlaufbahnen so zur
Sichtlinie geneigt sind, dass keine Bedeckung mehr stattfindet. Die Helligkeitsschwankungen werden allein durch die Rotation der beiden
Sterne hervorgerufen. Ihr elliptischer Körper zeigt uns einmal die
"volle Breitseite", im Minimum dann nur die Schmalseite. Gegenüber
den Bedeckungsveänderlichen sind die Schwankungen der Helligkeit
deutlcih schwächer.
Kataklysmische Veränderliche:
Kataklysmisch stammt aus dem griechischen und bedeutet Überschwemmung.
Bei diesen Veränderlichen handelt es sich ebenfalls um Doppelsterne. Ein Stern ist ein weißer Zwerg, der andere Stern ein Roter Riese. Vom letzteren strömt stetig Materie zum Zwergstern, gelangt aber nicht direkt auf seine Oberfläche, sondern auf eine sich auf Grund des Drehimpulses gebildete Akkretionsscheibe.
Beim Aufprall des Gases auf diese Akkretionsscheibe entsteht ein heißer Fleck, welcher wesentlich zur Leuchtkraft des Systems beiträgt.
Helligkeitsschwankungen in kataklysmischen Systemen finden in Zeitabständen von etwa 1,5 bis 15 Stunden statt. sie zeigen eine deutliche Parallele zu einer Nova, weshalb man diese Systeme auch als Zwergnova bezeichnet.
Langperiodisch Veränderliche Sterne:
Bei den langperiodisch Veränderlichen Sterne sind physikalische Vorgänge
im innern des Sternes für die Helligkeitsschwankungen verantwortlcih.
Mira, o Ceti im Sternbild Walfisch, ist ein typischer Vertreter dieser Klasse.
Mira, an Stelle unserer Sonne, ist so groß, dass seine Oberfläche bis zur Marsbahn reichen würde. In einem Zeitraum von 331,96 Tagen verändert sich sein Radius um den Faktor 2, wodurch seine Helligkeit von ursprünglich 2,0 mag auf nur noch 10,1 mag Helligkeit abfällt.
Bei diesem Sterntyp handelt es sich um Rote Riesen oder Überreisen, welche sich am Ende ihrer Existenz befinden. Sie weisen relativ große Helligkeitsschwankungen auf. Ihre perioden können von einem Monat bis hin zu fünf Jahren betragen.
Ähnlcih wie die folgenden Cepheiden reguliert auch Mira, wie durch ein Ventil, seinen Strahlungsfluss nach außen und beginnt zu pulsieren. Nur auf Grund seiner ungeheuren Größe hat er eine sehr lange Pulsationsperiode.
Delta Cephei, ein gelb-weißer Überriese, ist der Prototyp der klassischen Cepheiden.
Seine Helligkeit schwankt mit einer konstanten Periode von 5,366 Tagen
um etwa 0,9 Größenklassen.
Diese Änderungen beruhen ebenfalls auf Pulsation, also Vergrößerung und Verkleinerung der Oberfläche.
Eruptive Veränderliche:
Wie die Bezeichnung dieser Veränderlichen bereits sagt, beruhen die Helligkeitsschwankungen auf den Auswurf von Materie. Deshalb sind die Helligkeitsschwankungen auch nicht periodisch.
Zu den eruptiven Veränderlichen gehören:
Novae
Rekurrierende Novae (sich wiederholende)
Flares Strahlungsausbrüche im Sternmagnetfeld
Supernovae
Vergrößerung:
Bei Einsteigern gilt sie oft als wichtigster Faktor. Doch sie ist bei einem Teleskop eher zweitrangig.
Die Vergrößerung errechnet sich: Verhältnis aus Objektivbrennweite durch Okularbrennweite.
V = fOb / fOk
V = 1000 / 20
Bei einem Teleskop mit 1.000 mm Brennweite und einem Okular von 20 mm, erhält man eine 50fache Vergrößerung. Man könnte jetzt die Vergrößerung ins unermessliche treiben, doch ihr sind durch den Objektivdurchmesser Grenzen gesetzt.
maximale sinnvolle Vergrößerung:
Wenn größer als die maximale sinnvolle Vergrößerung vergrößert wird, ver-schlechtert sich das Bild und wird verwaschen bzw. unscharf.
Die maximale sinnvolle Vergrößerung errechnet sich:
Vmax = Objektivöffnung in mm x 2
Vmax = 200 x 2
Ein Teleskop mit 200 mm Öffnung hätte dann seine maximale sinnvolle Vergrößerung bei 400fach.
minimale sinnvolle Vergrößerung:
Auch der minimalen Vergrößerung sind, je nach Öffnung des Teleskops, Grenzen gesetzt. Hinzu kommt, dass die Austrittpupille nicht größer als 7 mm sein darf.
Die minimale sinnvolle Vergrößerung errechnet sich: Öffnung in mm durch 7
Vmin = Öffnung (mm) / 7 mm
Vmin = 200 / 7
Bei einem Teleskop mit einer Öffnung von 200 mm, wäre die minimale sinnvolle Vergrößerung etwa 28fach.
Optimalvergrößerung:
Die optimale Vergrößerung eines Teleskops entspricht etwa den Objektivdurch-messer in mm.
Ab dieser Vergrößerung wird das Auflösungsvermögen des Teleskops genutzt. Das bedeutet, man erkennt wesentlich mehr Details auf Planeten. Die Austrittspupille beträgt dann 1 mm.
Ein Teleskop mit 200 mm Öffnung hätte dann seine Normalvergrößerung bei 200fach.
Virgo-Haufen:
Ein riesiger Galaxienhaufen, der in Richtung des Sternbildes Jungfrau, lat. Virgo, zu beobachten ist. Der Virgo-Galaxienhaufen ist ca. 60 Millionen Lichtjahre von uns entfernt und liegt damit sowohl weit außerhalb unserer Milchstraße als auch außerhalb der Lokalen Gruppe unseres eigenen Galaxienhaufens. Er besteht aus ca. 2.500 Galaxien und bildet das Zentrum des Virgo-Superhaufens.
Virgo-Superhaufen:
Ein Superhaufen besteht aus Galaxienhaufen, zu denen sowohl der große Virgo- Haufen mit einigen tausend Galaxien, als auch die relativ kleine Lokale Gruppe (rund 30 Galaxien) mit unserer Milchstraße gehören. Der Virgo-Superhaufen hat einen Durchmesser von rund 150 Millionen Lichtjahren.
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