Ein Stern ist eigentlich relativ simpel. Es handelt sich um eine große Kugel aus Gas, die unter ihrem eigenen Gewicht zusammenfallen will. Gleichzeitig ist es in ihrem Inneren aber so heiß, dass dort Materie in Energie umgewandelt wird und diese so erzeugte Strahlung strebt nach außen. Dieser Strahlungsdruck wirkt der Gravitationskraft entgegen und der Stern bleibt stabil. Er fällt nicht in sich zusammen; explodiert aber auch nicht einfach. Diesen Zustand kann er Milliarden von Jahren beibehalten. In Wahrheit ist alles natürlich ein klein wenig komplizierter. Die Astronomen probieren seit Jahrzehnten genau zu verstehen, was im Inneren eines Sterns genau abläuft und wie die Energie aus dem Kern an die Oberfläche transportiert wird. Heute veröffentlichte Beobachtungen haben uns auf diesem Weg nun ein großes Stück voran gebracht.

Sternschwingungen

Wir Astronomen haben bei unserer Forschungsarbeit ja ein generelles Problem: Unsere Forschungsobjekte sind verdammt weit weg und wir können sie nicht anfassen. Wir können sie nur anschauen und müssen aus dem Licht das wir mit unseren Teleskopen auffangen alle Daten beziehen die wir benötigen. Glücklicherweise sind wir mittlerweile recht gut darin geworden, dem Licht die wesentlichen Informationen zu entziehen. Das gilt besonders für die Asteroseismologen. So wie die Geologen auf der Erde die Schwingungen ausnutzen die bei Erdbeben entstehen um Informationen über das Innere der Erde zu erhalten, können die Astronomen die Schwingungen eines Sterns verwenden, um herauszufinden was sich unter der sichtbaren Oberfläche abspielt. Und so ein Stern schwingt ständig! Er ist ja nichts anderes als eine große Kugel aus heißem Gas und immer in Bewegung. Ich habe dieses Thema schon mal in einem eigenen Artikel ausführlich beschrieben.

So wie die unterschiedlichen Schichten der Erde die Ausbreitung der Erdbebenwellen unterschiedliche beeinflussen, ändern sich auch die Schwingungen der Sterne je nach seiner Zusammensetzung und den Prozessen die sich in seinem Inneren abspielen. Den Stern ist nicht gleich Stern! Wichtigstes Unterscheidungsmerkmal ist die Masse. Sie bestimmt, wie heiß es in seinem Inneren ist, wie lang ein Stern lebt und auf welche Weise er zu Tode kommt. Je massereicher er ist, desto größer der Druck auf den Kern des Sterns und desto heißer die Temperatur. Je heißer es ist, desto schneller verbrennt er sein Material und desto kürzer das Leben. Die Masse und die Temperatur spielt aber auch eine Rolle, wenn man verstehen will, wie ein Stern Energie von Innen nach Außen transportiert. Das kann auf zwei Arten geschehen: Einmal durch ganz klassische Strahlung (so wie z.B. die Sonnenstrahlung Energie auf die Erde transportiert). Die zweite Möglichkeit ist Konvektion. So wie im Kochtopf warmes Wasser nach oben steigt und kaltes nach unten absinkt und so Energie von unten nach oben transportiert, funktioniert es auch mit dem heißen Gas in einem Stern. Welcher der beiden Prozesse in einem Stern dominiert, hängt wieder von der Masse ab. Je heißer ein Stern ist, desto stärker ist die Strahlung und desto weiter kann er hier vom Kern aus die Energie auf diese Weise transportieren (In Wahrheit ist alles natürlich wieder komplizierter; es gibt verschiedene Arten wie ein Stern Energie erzeugen kann: Den CNO-Zyklus oder die Proton-Proton-Reaktion. Ersterer findet in massereicheren Sternen statt und führt dann auch dazu dass Konvektion schon im Kern auftreten kann). Kleinere und kühlere Sterne können dagegen auch schon mal fast völlig konvektiv sein. In unserer Sonne wird die Energie ungefähr 70 Prozent des Weges durch Strahlung transportiert. Die restlichen 30 Prozent bis zur Sonnenoberfläche legt sie dann durch Konvektion zurück. Der Vergleich mit dem brodelnden Wasser im Kochtopf von oben war also gar nicht mal so falsch: die Sonne kocht und brodelt tatsächlich und das kann man sogar sehen. Zum Beispiel in diesem Video, das die japanische Raumsonde HINODE aufgenommen hat:

Wer möchte, kann jetzt mal eben in die Küche gehen und einen Topf auf den Herd stellen. Und wenn es kocht, dann seht ihr nicht nur wie es brodelt, sondern ihr hört es auch. Genauso ist es auch auf der Sonne. Da ist nichts mit “Lautlos im Weltall” – auf der Sonne herrscht ein Höllenlärm und diese Schallwellen sind es auch, die die Sonne zum Schwingen bringen. Andere Sterne die schwerer sind als unsere Sonne schwingen und pulsieren ebenfalls. Hier ist es allerdings nicht das Brodeln, dass für die Schwingungen verantwortlich ist. Je größer ein Stern ist, desto kleiner ist der Bereich, in dem Konvektion stattfindet und ganz große Sterne sollten eigentlich gar keine konvektiven Zonen mehr haben sondern ihre Energie nur noch per Strahlung transportieren. Wo genau die Grenze liegt, ab der in Sternen keine Konvektion mehr stattfindet, weiß man aber noch nicht.

Delta-Scuti-Dampfmaschinen

Abhilfe könnte die Untersuchung einer ganz speziellen Gruppe von Sternen schaffen. Die Delta-Scuti-Sterne schwingen auch. Ein Kochtopf, so wie bei unserer Sonnen, ist hier aber nun der falsche Vergleich. Bei einem Delta-Scuti-Stern passt eine Dampfmaschine viel besser. Wenn Energie aus dem Kern eines Sternes nach außen strahlt, dann kann es das Gas aus dem der Stern besteht nicht ungehindert durchdringen. Wie “durchsichtig” ein Stern für die Strahlung aus seinem Inneren ist, wird mit der sogenannten “Opazität” angegeben. Es kann nun in bestimmten Bereichen eines Sterns vorkommen, dass die Opazität von der Temperatur abhängt. Wenn da zum Beispiel irgendwo Helium ist, dann können die hohen Temperaturen dafür sorgen, dass es ionisiert wird. Das bedeutet, es verliert seine Elektronen, die nun frei durch das Gas sausen können und dabei der Strahlung den Weg versperren. Die Opazität ist hier also stark. Wenn die Strahlung aber nicht durchkommt und die Energie nicht nach außen abgeleitet werden kann, dann wird es in dieser Schicht heißer. Irgendwann wird es allerdings zu heiß. Der Strahlungsdruck ist dann so groß, dass der Stern sich ausdehnt. Dadurch sinkt der Druck wieder, es wird kühler und die Atomkerne des Heliums können ihre (jetzt langsamer herumsausenden) Elektronen wieder einfangen. Jetzt ist der aufgestaute Strahlungsdruck abgebaut und der Stern beginnt ein klein wenig unter seinem eigenen Gewicht zusammenzufallen. Dadurch wird es wieder wärmer, das Helium wird erneut ionisiert, die Opazität und mit ihr der Strahlungsdruck steigt. Das ganze Spiel beginnt von neuem und ein Stern dieser Art wird daher ständig pulsieren. Das klappt natürlich nur, wenn die Schicht in der diese Vorgänge ablaufen nicht zu nahe an der Oberfläche des Sterns liegt. Dort ist das Gas nicht mehr dicht genug um vernünftig kontrahieren und ausreichend Druck ausüben zu können. Auch zu tief im Stern darf die Schicht nicht liegen denn dort wären die Temperaturen dann so groß, dass das Helium seine Elektronen nicht mehr einfangen kann. Dieser Kappa-Mechanismus (so genannt, weil Astronomen die Opazität normalerweise mit dem griechischen Buchstaben “Kappa” bezeichnen) kann also nur in einem eng begrenzten Temperatur- und damit auch Massenbereich stattfinden.

Passenderweise ist das bei den Delta-Scuti-Sternen auch in etwa der Massenbereich, in dem ein Stern die Fähigkeit verliert, Energie durch Konvektion zu transportieren. Wenn man also diese bisher unbekannte Grenze genau bestimmen möchte, ist es keine schlechte Idee, sich die die Delta-Scuti-Sterne genauer anzusehen und zu messen, wie stark ihre Pulsationen sind und auf welche Art sie ablaufen. Bisherige Theorien zur inneren Struktur der Sterne legen nahe, dass Delta-Scuti-Sterne noch hinter dieser Grenze liegen. Es muss bei ihnen also noch eine letzte schmale Konvektionsschicht geben. Viele Forscher sind allerdings der Ansicht, dass diese Theorien falsch sind. Seit heute wissen wir ein bisschen mehr!

Kepler entdeckt nicht nur Planeten…

Nach all dem Gerede über schwingende Sterne werden sich manche vielleicht fragen: Alles schön und gut, aber: Wie bitte will man messen, ob ein Stern schwingt? Das sind doch nur kleine Lichtpunkte am Himmel! Richtig, aber wie ich schon sagte: Die Astronomen sind enorm gut darin, aus kleinen Lichtpunkten alle möglichen Informationen herauszukitzeln. Wenn ein Stern schwingt, dann bedeutet das, dass sich Teile seiner Oberfläche ein wenig auf uns zu und andere ein wenig von uns weg bewegen. Dieses kleine Wackeln kann man zwar nicht direkt sehen, aber wir können Dopplereffekt benutzen, um es trotzdem zu detektieren. Denn je nachdem ob sich die Lichtquelle die das Licht aussendet auf uns zu oder von uns weg bewegt, verändert sich die Position der Spektrallinien im Licht. Die Pulsationen des Sterns führen auch dazu, dass er ein wenig heller bzw. dunkler wird und auch das können wir messen. Am besten geht das natürlich mit einem Teleskop, dass sich im Weltraum befindet. Dort lassen sich die Helligkeitsschwankungen extrem genau vermessen werden und genau das macht seit einigen Jahren das NASA-Teleskop Kepler. Die meisten kennen Kepler wegen seiner Entdeckungen über Exoplaneten. Die sucht Kepler, in dem das Teleskop die Helligkeitsschwankungen von Sternen misst. Denn wenn ein Planet vor dem Stern vorüber zieht, dann wird er ein klein wenig dunkler. Asteroseismologen und Planetenjäger sind also an genau den gleichen Daten interessiert: Helligkeitsschwankungen von Sternen. Deswegen sind auch beide am Kepler-Projekt beteiligt und werten die Daten aus. Wissenschaftler unter der Leitung von Victoria Antoci von der Uni Wien (Disclaimer: Ich kenne sie persönlich und wir sind gut befreundet) haben das getan und dabei einen ganz besonderen Stern entdeckt.

Vichi hat einen Delta-Scuti-Stern untersucht der den schönen Namen HD 187547 trägt. Er ist an der Oberfläche 7500 Kelvin heiß und seine Helligkeit ändert sich alle paar dutzend Minuten, so wie das bei Delta-Scuti-Sternen der Fall ist. Durch eine ausführlich Analyse der Sternschwinungen konnten Vichi und ihre Kollegen nun zeigen, dass dieser Stern nicht nur die charakteristischen Schwingungen zeigt, die der Kappa-Mechanismus verursacht sondern auch, dass er eine dünne Konvektionszone haben muss, die Schwingungen erzeugt, wie sie auch unsere Sonne aufweist. Diese Zone macht nur ein Prozent des ganzen Sternradius aus, aber sie ist da!

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Vergleich zwischen Sonne und HD 187547 (Bild: Roman Siedek, Victoria Antoci)

Delta-Scuti-Sterne gehören also nicht zu den Sternen, die keine Konvektion mehr aufweisen und die zugrunde liegende Theorie ist korrekt. Normalerweise verwenden wir ja immer unsere eigene Sonne als Grundlage für die Theorien über den Aufbau und die Entwicklung der Sterne. Das ist nicht verwunderlich, immerhin ist es der einzige Stern, den wir wirklich gut im Blick haben und den wir aus nächster Nähe erforschen können. Aber die Sonne ist eben nur ein Sterntyp von vielen verschiedenen und es ist nicht gesagt, dass Theorien die aus ihren Eigenschaften abgeleitet worden sind auch für andere Sternarten gelten müssen. Wenn man nun also konkrete Ergebnisse über den Aufbau und das Innere von anderen, heißeren Sternen – wie HD 187547 einer ist – hat, dann kann man bessere und vernünftigere Modelle und Theorien basteln!

Stellare Astronomie ist cool!

Und? Wozu brauchen wir das? Muss es uns interessieren, was im Inneren von irgendwelchen fernen Sternen passiert? Es muss nicht, aber es sollte! Sterne sind fundamentale Bestandteile des Kosmos; zumindest aus menschlicher Sicht. Sterne haben in ihrem Inneren durch Kernfusion überhaupt erst die Elemente erzeugt, aus denen wir Menschen und unser Planet bestehen. Ohne Sternentstehung würden auch keine Planeten entstehen und ohne passenden Stern wäre es auf einem Planeten viel zu kalt für irgendwelche Lebewesen. Sterbende Sterne schleudern jede Menge neues Planetenbaumaterial ins All und regen die Entstehung neuer Sterne an. Sterne sind schlicht und einfach wichtig, wenn wir verstehen wollen, wie das Universum funktioniert! Aber selbst wenn jemand der (absurden) Meinung anhängen würde, dass Grundlagenforschung dieser Art sinnlos ist: Die Beschäftigung mit Sternen hat auch ganz konkrete Auswirkungen auf unser Leben hier auf der Erde. Sterne pulsieren nicht nur, sie sind auch aktiv. Und so ein Sonnensturm ist zwar kein Weltuntergang, kann aber durchaus jede Menge Technik (Satelliten, Pipelines, Stromleitungen) kaputt machen und die Kommunikation beeinträchtigen. Es wäre also äußerst wünschenswert, wenn wir die Sternaktivität gut verstehen würden oder sie sogar vorhersagen könnten. Die Aktivität der Sonne hängt nun aber massiv von den konvektiven Prozessen in ihrem Inneren ab. Wenn wir also die Sonnenaktivität verstehen wollen, müssen wir auch verstehen, wie Konvektion in Sternen funktioniert. Wir müssen also genau diese Art von Forschung durchführen, die hier gemacht wurde.

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Sterne im Zentrum der Milchstraße (Bild: NASA, ESA)

Natürlich ist es schwer, die Asteroseismologie oder allgemein die stellare Astronomie entsprechend zu vermitteln. Wenn es zum Beispiel um die Suche nach Exoplaneten geht, haben die Medien und die Öffentlichkeit wenig Probleme zu verstehen, worum es – zumindest grundsätzlich – geht und warum diese Art von Forschung interessant und wichtig ist. Wenn also mal wieder neue Forschungsergebnisse über die nächste zweite Erde veröffentlicht werden, ist es nicht schwer, diese Geschichten unter die Leute zu bringen. Aber wenn man einen Artikel mit dem Titel The excitation of solar-like oscillations in a δ Sct star by efficient envelope convection publiziert, dann ist es schwer die Aufmerksamkeit der Medien zu erregen (selbst wenn die Arbeit in “Nature” steht). Natürlich sind hier nicht nur die Medien schuld. Manche Forschungsthemen sind eben in den Augen der Öffentlichkeit einfach nicht so sexy wie andere. Und die stellare Astronomie gehört da leider dazu. Gerade deshalb sollte man sich hier nicht nur auf die Medien verlassen sondern als Wissenschaftler auch selbst aktiv werden und seine Forschung in die Öffentlichkeit tragen. Die stellare Astronomie hat – wie wir ja gerade gesehen haben – jede Menge spannende Geschichten zu bieten. Also, liebe Kolleginnen und Kollegen, traut euch und erzählt sie uns!

P.S. Kepler hört übrigens nicht auf mit den Entdeckungen. Bleibt dran, demnächst gibt es eine neue coole Story

Kommentare (28)

  1. #1 HaDi
    14. September 2011

    In diesen Zusammenhang ist diese Nachricht auch ganz interessant, das machte in der Presse gerade die Runde, als Florian seinen wohlverdienten urlaub machte.

    “Sonnenflecken werden vorhersagbar
    Amerikanische Forscher haben ein Verfahren entwickelt, mit dem sich Sonnenflecken bereits bis zu zwei Tage vor ihrem Erscheinen auf der Sonnenoberfläche aufspüren lassen. Die frühe Entdeckung von Sonnenflecken könnte zu einer Verbesserung der Vorhersage des Weltraumwetters führen, so die Wissenschaftler. Die entstehenden Flecken verraten sich durch bis zu 65.000 Kilometer unter der Oberfläche liegende starke Magnetfelder. Die magnetischen Strukturen steigen dann mit einer Geschwindigkeit von 300 bis 600 Metern pro Sekunde auf, berichten die Sonnenforscher im Fachblatt Science. “

    http://www.astronews.com/news/artikel/2011/08/1108-018.shtml

  2. #2 andreas
    14. September 2011

    Und wie immer geht Florian mit gutem Beispiel voran und betreibt erstklassige Öffentlichkeitsarbeit (wobei das Publikum hier naturbedingt auch etwas eingeschränkt sein dürfte).
    Danke wiedermal für den tollen Artikel. Du hast ein Talent dafür, deine Begeisterung an solchen Themen anderen zu vermitteln

  3. #3 Engywuck
    14. September 2011

    also Planeten sorgen für “Wackeln” des Sterns, Konvektionen und erst recht Delta-Scuti-Vorgänge ebenso.

    Aber:
    wie unterscheiden sich die entsprechenden Lichtkurven? Verdunkelt jeder Planet genug? Andere Kurvenform?

  4. #4 Alderamin
    14. September 2011

    @Engywuck

    Veränderliche Sterne haben zum einen meistens sehr viel größere Helligkeitsamplituden (bei Delta-Scuti-Sternen sind sie aber mit weniger als 0,2 mag recht klein, vergleichbar mit einem großen Planeten, der den Stern verdeckt). Aber die Kurve hat auch eine ganze andere Form.

    Bei einem vorbeiziehenden Planeten fällt die Helligkeit schnell ab, bleibt lange ziemlich konstant, und steigt dann wieder schnell an, weil der Planet den Stern ja bereits maximal verfinstert, wenn er mit vollem Durchmesser vor dem Stern steht (bis auf die Randverdunklung des Sterns). Ein pulsierender Veränderlicher wächst und schrumpft hingegen beständig, die Helligkeitsänderung kommt nur kurz zur Ruhe, und Expansion und Kompression sind auch nicht völlig symmetrisch. So kann man sie leicht von Planeten unterscheiden.

  5. #5 xeelee
    14. September 2011

    Super Artikel… Von diesen Sternen habe ich schon mal was gelesen… Koennte beim Spektrum-Verlag gewesen sein…

    Was anderes: Ich stell mir gerade vor, wie sich wohl Leben auf einem Planeten um so einen Stern bilden koennte und wie das wohl aussieht, wenn die Helligkeit des Sterns immer Pulsiert. Also mich wuerds wohl auf dauer Wahnsinnig machen 🙂

  6. #6 TheBug
    14. September 2011

    @xeelee: Ein Bewohner so einer Welt würde sich umgekehrt bei uns wahrscheinlich nicht wohl fühlen mit dem monotonen Licht 🙂

  7. #7 Wurgl
    14. September 2011

    @xeelee

    Das sind Sterne, die laut Wikipedia etwas größer als die Sonne sind. http://de.wikipedia.org/wiki/Delta-Scuti-Stern schreibt von 1,5-2,5facher Masse der Sonne.

    Und je größer ein Stern ist, desto schneller verbrennt er den Wasserstoff. Nur ist der Zusammenhang nicht linear, sondern deutlich stärker. Ich vermute, dass bei der Untergrenze der Größe sich gerade mal eben Leben wie hier auf der Erde hätte entwickeln können. Bei der Obergrenze der Größe aber hat der Stern schon zu Zeiten der Einzeller (auf der Erde) den Planeten verbrannt.

  8. #8 mr_mad_man
    15. September 2011

    @xeelee: wie das wohl aussieht, wenn die Helligkeit des Sterns immer Pulsiert.
    Vielleicht so, dass man unter freiem Himmel prima Techno-Partys veranstalten könnte.

  9. #9 Vichi
    15. September 2011

    @Engywuck
    Auch wenn es Planeten um diesen Stern gäbe, würde man die Pulsation nicht wahrnehmen. Übrigens, die Sonne pulsiert auch mit einer Hauptperiode von 5min. 🙂

    @Alderamin & Engywuck
    Naja, einen vorbeiziehenden Planeten (= Transit) kann man einfach von Pulsation unterscheiden (aber übrigens nicht so einfach ob es nun ein Planet oder doch ein Begleitstern ist). Allerdings, kann das “Wackeln” des Sterns auch ohne Transits gemessen werden. Z.B. in Radialgeschwindigkeitsmessungen (Dopplereffekt). Also die Frage ist sogar sehr gut. Es gibt übrigens noch weitere Tricks um zw. Planeten von Pulsation zu unterscheiden, aber vielleicht will Flo mal darüber berichten??? 🙂
    lg,Vichi

  10. #10 TheBug
    15. September 2011

    @Vichi: Die Frequenz der pulsierenden Sterne liegt erheblich höher als das ein Planet verursachen könnte. Laut Artikel ein paar Dutzend Minuten pro Zyklus für den pulsierenden Stern, da müsste ein Planet schon ganz verdammt schnell unterwegs sein…

    @mr_mad_man: Oh S**t! Ein Techno-Planet, da möchte ich echt nicht mal in der Nähe sein. Kann ja echt froh sein, dass wir hier so eine gleichmäßige Beleuchtung haben.

  11. #11 rolak
    15. September 2011

    Eine kleine Verständnisfrage: Während in dem hübschen scribble von 1 bzw 30% konvektiver Hülle die Rede ist, bezieht sich im Text der Anteil auf den Radius. Was gilt?

    Auch davon abgesehen hat der post zu erhellendem Nachlesen geführt 😉

  12. #12 Bullet
    15. September 2011

    @Vichi:

    Übrigens, die Sonne pulsiert auch mit einer Hauptperiode von 5min. 🙂

    Radius oder Helligkeit oder noch was anderes?
    – weiterführend: wenn man so geringe Schwankungen messen kann… gibt es dann eine allgemein anerkannte Definitionsgrenze, unterhalb derer man einen Stern nicht mehr “veränderlich” nennt? (Oder muß ich demnächst Artikel lesen, in denen von sol-like variable stars geprochen wird *g*?)

  13. #13 Gerald
    15. September 2011

    @Bullet: Radius *und* Helligkeit, das geht Hand in Hand. Ändert sich der Radius, ändert sich die Temperatur und damit die Helligkeit. Aber die Amplituden sind bei der Sonne und ähnlichen Sternen so gering (da geht’s um Millionstel), dass wir es nur mit genauesten Messungen feststellen können.
    – Weiterführend: höchstwahrscheinlich ist jeder Stern variabel. Die Definitionsgrenze ist einfach: können wir es nicht mehr messen, nennen wir einen Stern “konstant”. Und solar-like oscillators sind eine bekannte Gruppe veränderlicher Sterne. Auch *g*.

  14. #14 Alderamin
    15. September 2011

    @The Bug

    Die Frequenz der pulsierenden Sterne liegt erheblich höher als das ein Planet verursachen könnte. Laut Artikel ein paar Dutzend Minuten pro Zyklus für den pulsierenden Stern, da müsste ein Planet schon ganz verdammt schnell unterwegs sein…

    Das ist speziell bei Delta-Scuti-Sternen ebenfalls ein Kriterium, die haben Pulsationszeiten von maximal ein paar Stunden. Wusste übrigens gar nicht, dass die Wega, der hellste Stern am Nordhimmel, der am Ende der Dämmerung derzeit fast genau über uns steht, auch einer ist.

    Die meisten Veränderlichen Sterne pulsieren jedoch langsamer. Die Umlaufzeit des schnellsten Exoplaneten liegt, soweit ich mich erinnere, bei 18h. Veränderliche Sterne pulsieren mit Frequenzen von Tagen (Delta-Cephei-Sterne) bis Monaten (Mira-Sterne), genau wie die Umlaufzeiten von engen Planeten, und wenn man Novae- und Zwergnovae dazu rechnet, können es sogar Jahrzehnte bis Jahrhunderte sein, und solche Planeten gibt es ebenfalls. Die kann man aber alle gut an der Lichtkurve von Planeten unterscheiden. Gerade die langperiodischen Veränderlichen haben oft große Amplituden. Bereits Delta-Cephei-Sterne schwanken um eine Größenklasse, ein Faktor 2,5, das schafft kein Planetentransit. Bei Mira-Sternen können es auch mal 6 Größenklassen sein, ein Faktor 250. Und bei Novae noch mehr.

    Was kniffliger ist, ist die Unterscheidung zwischen Planeten und Sternflecken. Die Sonne rotiert in etwa 30 Tagen, und viele Sonnenflecken haben die Größe der Erde, man könnte sie also von weitem für einen erdgroßen Planeten innerhalb der Merkurbahn halten. Auch die Lichtkurve ist ähnlich in Form und Amplitude. Hier hilft nur eine längerfristige Beobachtung, denn die Sternflecken kommen und gehen, Planeten halten jedoch streng ihre Umlaufzeit ein.

    Mittlerweile kann man aus der Beobachtung der Lichtkurve ja auch schon grobe Karten der Sternflecken entwerfen. Das ist beachtlich, wenn man bedenkt, dass so ein Stern bis auf ganz wenige Ausnahmen (und dann auch nur mittels Interferometrie) als dimensionsloser Punkt erscheint.

    Der Vollständigkeit halber erwähne ich noch, dass es auch Bedeckungsveränderliche gibt, d.h. zwei (meist verschieden helle) Sterne uimkreisen sich eng, und bedecken sich gegenseitig. Das ist im Prinzip dasselbe wie ein Planetentransit, nur sind Sterne viel größer, deswegen kann die Amplitude auch viel größer sein. Bei Algol im Perseus ist sie 1,3 Größenklassen und kann ohne weiteres mit dem bloßen Auge erkannt werden. Wenn Algol nicht deutlich heller als sein naher Nachbarstern Rho erscheint, hat man eines der ca. alle 3 Tage stattfindenden Minima erwischt, die etwa 6 h andauern.

    Die Bedeckungsveränderlichen kann man dann, wenn der Begleiter klein und dunkel ist, mit Planetentransits verwechseln, wobei der Übergang ohnehin fließend ist. Ein kleiner brauner Zwerg und ein heißer Jupiter sind nur an der Masse zu unterscheiden, die machen die gleiche Lichtkurve. Um die Masse des Begleiters zu bestimmen, muss man die Masse des Hauptsterns aus seiner Spektralklasse schätzen und bekommt dann über die Umlaufzeit die Masse des Begleiters heraus.

  15. #15 Florian Freistetter
    15. September 2011

    @rolak: “Während in dem hübschen scribble von 1 bzw 30% konvektiver Hülle die Rede ist, bezieht sich im Text der Anteil auf den Radius. Was gilt?”

    Hmm? Also das “30% konvektive Hülle” heisst ja gerade, dass 30% des Radius vom konvektiven Bereich eingenommen werden. Da gibts keinen Widerspruch.

    Übrigens sind Vichi und Gerald die beiden Hauptautoren des hier besprochenen Nature-Artikels. Nutzt also die Gelegenheit und fragt alles, was ihr schon immer über veränderliche Sterne fragen wolltet 😉

  16. #16 Alderamin
    15. September 2011

    Oh, cool! Dann hab’ ich gleich drei Fragen:

    1) Wann sind veränderliche Sterne (die auf dem Kappa-Mechanismus beruhen, also Cepheiden und Mira-Sterne, gibt’s noch andere?) denn am hellsten, wenn sie gerade groß sind (mehr Fläche) oder wenn sie klein sind (heißer)? Oder kann man das allgemein nicht sagen?

    2) Ist die Veränderlichkeit stets nur eine vorübergehende Phase im Leben von Sternen bestimmter Massen, oder gibt’s Sternenmassen, die grundsätzlich auch während der Hauptreihenphase veränderlich sind? Spielt die Metallizität eine Rolle?

    3) Bei IceHunters, wo (im Prinzip mit Plattenblinken) nach KBOs gesucht wird, tauchen oft Objekte auf, die auf einem Bild groß und hell zu sehen sind und auf dem Vergleichsbild komplett fehlen, die aber dennoch vom Science Team als veränderliche Sterne identifiziert werden. Und dies bei Aufnahmen, die (laut allgemeiner Dokumentation) nur Stunden oder höchstens Tage auseinanderliegen sollen. Was für ein Typ Veränderlicher könnte denn so schnell seine Helligkeit so drastisch ändern? Und davon gibt es anscheinend eine ganze Menge. Das scheint mir irgendwie suspekt, von solchen Veränderlichen habe ich noch nicht gehört. Ich vermute, die Aufnahmen wurden teilweise mit mehreren Monaten Abstand aufgenommen, dann könnten es Miras, Zwergnovae oder R-CrB (“reverse novae”) sein.

  17. #17 Bullet
    15. September 2011

    Übrigens sind Vichi und Gerald die beiden Hauptautoren des hier besprochenen Nature-Artikels. Nutzt also die Gelegenheit und fragt alles, was ihr schon immer über veränderliche Sterne fragen wolltet 😉

    Indeed: cooool.

  18. #18 TheBug
    15. September 2011

    @Vichi und Gerald: Super, dass Ihr Euch hier beteiligt!

    Ich bin bei den aktuellen Forschungsprojekten immer von der Präzision beeindruckt, mit der gemessen wird. Wie groß ist denn im Fall von HD 187547 die Änderung der Helligkeit?

  19. #19 Gerald
    15. September 2011

    @Flo: eigentlich wollte ich heute ja einen Artikel, der vor einem Monat abzugeben gewesen wäre, fertigstellen… Du bist mir einer! ;o)

    @Alderamin: 1) ist nicht allgemein zu beantworten, weil der Zeitpunkt von kleinstem Radius und höchster Temperatur nicht derselbe ist – da gibt’s eine “Phasenverschiebung” und die ist leider von Sterntyp zu Sterntyp verschieden. Siehe auch hier: http://www-linux.gsi.de/~wolle/URKNALL/IMAGES/cepheid.jpg
    2) Hängt auch wieder vom Sterntyp ab. In der Regel sind aber die meisten Hauptreihensterne mit ca. 1.5 – 2, aber auch 3 – 16 Sonnenmassen veränderlich. Metallizität spielt bei den massereichen Objekten eine wichtige Rolle, weil die in der Ionisationszone der Eisengruppenelemente (also alles, was eine chemische Ordnungszahl rund um Eisen hat) angetrieben werden.
    3) Könnten z.B. auch Bedeckungsveränderliche sein, da treten alle Zeitskalen von wenigen Minuten bis vielen Jahren auf. Oder Flare-Sterne, das ist aber eher unwahrscheinlich.

    @TheBug: unser “Superstar” ändert seine Helligkeit um maximal 0.5%! Und die stärkste sonnenähnliche Schwingung modifiziert das Gesamtlicht um gerade mal 0.015%.

  20. #20 Florian Freistetter
    15. September 2011

    @Gerald: “eigentlich wollte ich heute ja einen Artikel, der vor einem Monat abzugeben gewesen wäre, fertigstellen… Du bist mir einer!”

    Tja, man muss sich um die Öffentlichkeit kümmern 😉 Heut Abend nach der NASA-Pressekonferenz sinds dann eh wieder die Exoplaneten die überall in den Medien sind; da müsst ihr stellaren Astronomen die Zeit nutzen 😛

  21. #21 Gerald
    15. September 2011

    Ich weiss, deswegen tu ich’s ja. ;o) Aber nicht nur deswegen, denn es macht Freude zu sehen, dass es Leute gibt, die daran sehr interessiert sind! Die PK heute wird spannend, selbst wenn man schon weiss was kommt…

  22. #22 rolak
    15. September 2011

    Kann sein, daß ich den Begriff falsch verwende, Florian, doch für mich ist ‘Hülle’ das umspannte Volumen von Anfangs- bis Außenradius, also ein rotierter Kreisring mit R=Kugelradius, r=kR mit 0<=k<=1, bei k=0 degeneriert zur Kugel oder Gesamthülle. Um ein einfach zu rechnendes Beispiel zu nehmen: Die Kugelhülle ab 50% Kugelradius entspräche in dieser Sichtweise 7/8 der Gesamthülle.
    Aber das mag alles ein höchst lokaler Bedeutungsraum sein 😉

  23. #23 TheBug
    16. September 2011

    @Gerald: Danke! Da sind wir also in Bereichen die bei mir im täglichen Leben (Elektronikentwicklung) in den Bereich der Messfehler fallen 🙂

  24. #24 Polaris
    16. September 2011

    Es ist nicht nur interessant sondern auch schön mehr über die Sternschwingungen zu erfahren. Mir war zwar bewusst, wie sehr sich Sterne voneinander Unterscheiden können, doch es ist sehr spannend hier, mehr über die Auswirkungen zu erfahren, danke schön 🙂

    Gibt es von Dir einen Artikel über den Zentralstern unserer Galaxie und den Photonengürtel?

  25. #25 Florian Freistetter
    17. September 2011

    @Polaris: “Gibt es von Dir einen Artikel über den Zentralstern unserer Galaxie und den Photonengürtel? “

    Naja… es gibt keinen Zentralstern in der Galaxis und einen Photonengürtel auch nicht…

  26. #26 Wurgl
    17. September 2011

    Woher kommt der Blödsinn mit Photonengürtel? Wer hat sich das ausgeschwitzt und was soll das sein?

  27. #27 Bullet
    17. September 2011

    Und vor allem: wieso wird das immer wieder von blauäugig nachplappernden Nichtwissenwollern nachgeplappert?
    Hallo: wenns nicht mal in der Wikipedia steht, ist es schon seeeehr verdächtig. Ist das so schwer?

  28. #28 Wurgl
    17. September 2011

    Gutes Stichwort, Danke!

    Die englische Wikipedia hat tatsächlich etwas dazu und beantwortet auch meine Frage.
    http://en.wikipedia.org/wiki/Photon_belt