Astronomie

Weltall

Pulsationsveränderliche

  • Wie alt ist unser Universum?
  • Was ist eigentlich der Urknall?
  • Sah unser Universum schon immer so aus wie heute?
  • Dehnt sich unser Universum immer weiter aus?

Pulsationsveränderliche

Sterne sind keine statischen Gebilde. Im Sterninneren fusionieren kleinere Atomkerne zu größeren. Die dabei frei werdende Energie gelangt zur Oberfläche des Sterns und wird dort abgestrahlt. Durch die Fusion ändert sich die Zusammensetzung des Sterns und der begrenzte Vorrat an “Brennstoff” bestimmt die endliche Lebensdauer des Sterns.
Es wirken auf die Sternhülle zwei Kräfte, die Schwerkraft, die den Stern zu kontrahieren versucht, und die durch den Strahlungsdruck bedingte nach außen wirkende Kraft.
Die nach außen wirkende Kraft wird durch zwei Effekte bestimmt:

1. Die Energieerzeugungsrate im Sterninneren, also die Menge der zur Verfügung stehenden Strahlungsleistung.
Je größer die Strahlungsleistung, um so größer der Strahlungsdruck.
2. Die Durchlässigkeit der äußeren Schichten für die Strahlung.
Je undurchlässiger die äußeren Schichten für die Strahlung sind, desto größer der Strahlungsdruck.

Die Gravitationskraft nimmt mit kleiner werdendem Stern in etwa indirekt zum Quadrat des Sternradius zu:
Die Strahlungskräfte nehmen mit kleiner werdendem Stern wesentlich stärker als die Graviationskräfte zu.
Dadurch ergibt sich eine Normallage, bei der Graviationskräfte und Strahlungskräfte im Gleichgewicht sind.
Bei jedem Gleichgewichtszustand kann es zu Schwingungen um die Normallage kommen.

Wenn etwa der Radius des Sterns etwas kleiner ist, als es dem Gleichgewichtswert entspricht, so werden die strahlungsbedingten expandierenden Kräfte größer als die Gravitationskräfte und lassen den Stern wieder auf seine "Normalgröße" wachsen. Diese Bewegung wird wegen der Massenträgheit über den Gleichgewichtspunkt hinausschießen und der Stern wird zunächst etwas größer werden, als seine "Normalgröße"entspricht. Dann überwiegt die kontrahierende Schwerkraft die expandierenden nachlassenden Kräfte und der Stern schrumpft wieder. Auf diese weise entsteht eine Schwingung (Oszillation) des Sterns, die mit einem Pulsieren der Sternhelligkeit verbunden ist.

Dabei sind diese Schwingungen wenig stark ausgeprägt, wenn der Kräfteunterschied mit der Änderung des Sternradius schnell anwächst und die Schwingungen sind stark ausgeprägt, wenn der Kräfteunterschied mit Änderung des Sternradius nicht so stark ausgeprägt ist.

In bestimmten Lebensphasen des Sterns, insbesondere im Hauptreihenstadium, bei der Fusion des Wasserstoffs im Kern zu Helium herrscht ein relativ stabiles Kräftegleichgewicht. Bei Veringerung des Sternradius erhöht sich die den Strahlungsdruck bewirkende Fusionsrate im Sterninneren auf Grund des steigenden Drucks und der steigenden Temperatur wesentlich stärker als die indirekt zum Quadrat des Sternradius sich verstärkende Gravitationskräfte, so dass sich der Gleichgewichtszustand schnell einpendelt. Die Sonne führt deshalb nur sehr geringe Helligkeitsschwankungen durch.
Anders im Riesenstadium. Dann besteht der Stern aus einem dichten, die Energieversorgung liefernden Kern und einer verhältnismäßig dünnen weit vom Kern entfernten Hülle. Ein Zusammenziehen der Hülle bewirkt nur eine geringe Erhöhung des Kerndrucks und damit der Fusionsrate. Allerdings wird die Hülle beim Zusammenziehen auf Grund der größeren Strahlungsleistung pro m² heißer. Da aber die heißere Hüllenmaterie für die von innen kommende Strahlung weniger gut durchlässig ist, staut sich die Strahlung und erhöht den Druck auf die Hülle so lange, bis diese sich wieder ausdehnt und damit kälter und strahlungsdurchlässiger wird.

Wie sich Helligkeit, Oberflächentemperatur, Sternradius und die Ausdehnungsgeschwindigkeit der Oberfläche von δ Cephei ändern zeigt nebenstehende Grafik (nach Carroll & Ostlie: Modern Astrophysics, Addison-Wesley Pub. 1996)

 

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