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Cepheiden – blinkende Sterne mit Entfernungsangabe

Sie werden auch als „pulsationsveränderliche Sterne“ bezeichnet, weil ihre Helligkeit in recht genau eingehaltenen Perioden schwankt. Das Besondere ist hierbei, dass es eine Perioden-Leuchtkraft-Beziehung gibt, die die Entfernungsmessung im Universum geradezu revolutioniert und sehr viel genauer gemacht hat. Das muss man sich mal auf der Zunge zergehen lassen: Je nachdem, wie schnell oder langsam ein Stern blinkt, verrät dieser seine absolute Helligkeit.

Im nächsten Schritt braucht der Astronom nur noch ausmessen, wie hell der Stern im Teleskop erscheint, hierbei spricht man von der scheinbaren Helligkeit, und schon lässt sich daraus ziemlich genau die Entfernung ermitteln.

So werden die sogenannten Delta-Cephei-Sterne quasi wie Standardkerzen für die Entfernungsbestimmung im Universum verwendet.

Da es sich dabei um sehr helle Riesensterne handelt, kann man sie zumindest mit dem Hubble-Weltraumteleskop bis in Entfernungen von 20 Millionen parsec (Paralaxensekunden) ausmachen, das heißt, die einzelnen Sterne können sogar in den nächsten Galaxien gesehen werden, was uns überhaupt erst die Möglichkeit in die Hand gab, Aussagen über die Distanzen der Galaxien zu machen.

Zuvor war es gar nicht klar, ob die sogenannten „Planetaren Nebel“ Bestandteile unserer eigenen Galaxie sind oder eben nicht.

Eine der gängigsten (empirischen) Perioden-Leuchtkraft-Beziehungen für klassische Cepheiden lautet:

M = -2,81. log(P) – 1,43

M ist die absolute Helligkeit des Sterns

P ist die Pulsationsperiode in Tagen

Der Zusammenhang zwischen der mittleren Leuchtkraft der Cepheiden und ihrer Pulsationsperiode wurde schon im Jahre 1912 von der amerikanischen Astronomin Henrietta Sean Leavitt entdeckt, als sie sich intensiv mit den helligkeitsveränderlichen Sternen der Kleinen Magellanschen Wolke beschäftigte.

Es wird sogar diskutiert, ob die Kopplung zwischen der Periode der Helligkeitsschwankung und der Leuchtkraft auch Auskunft über die Metallizität der Sterne gibt.

Die Entfernung des Sterns ergibt sich dann aus der „Distanzgleichung“:

log(D) = (m – M + 5) / 5

D ist die Distanz in parsec

m ist die gemessene scheinbare Helligkeit

M ergibt sich aus obiger Perioden-Leuchtkraft-Beziehung

 

Begriffserklärung Parallaxensekunde

Das Parsec (pc) ist eine vielfach verwendete astronomische Entfernungseinheit. Es ist jene Distanz, aus der eine AE (Astronomische Einheit – Abstand zwischen Sonne und Erde) vor dem Himmelshintergrund genau eine Bogensekunde, also den 3600-sten Teil eines Winkelgrades, ausmachen würde.

Umrechnungen: 1 pc = 206.265 AE = 3,26 Lichtjahre = 30,9 Billionen km

Namensgebend für die Cepheiden war im Sternbild Cepheus der Stern Delta. Bereits im Jahre 1784 wurde dessen regelmäßige Helligkeitsschwankung entdeckt.

Zu den Cepheiden gehören jene Riesensterne, die mit Perioden von 1 bis 130 Tagen pulsieren. Der Helligkeitsunterschied kann im Visuellen bis zu zwei Größenklassen beziehungsweise Magnituden betragen. Durch die damit verbundene Änderung der Oberflächentemperatur schaltet auch ihre Spektralklasse zwischen F und K hin und her.

Die klassischen Delta-Cepheiden

Wie oben schon erwähnt, begann alles mit d Cephei im Sternbild Cepheus, der mit einer Periode von 5,37 Tagen „zwinkert“. Dabei schwankt sein Durchmesser um ungefähr 2.700.000 km.

Die Sterne dieses Typs verfügen über Massen, die zwischen vier und zehn Sonnen ausmachen. Von der Hauptreihe im Herzsprung-Russel-Diagramm haben sie sich bereits entfernt und den Instabilitätsstreifen gekreuzt. Der Grund dafür sind Heliumblitze im Kern oder in Schalen.

Diese zusätzlichen Energiemengen sorgen dann jedes Mal für mehr Strahlungsdruck und eine Expansion, die den Stern zum Roten Riesen aufbläht. Dadurch verliert der Stern an Dichte und die Temperatur nimmt ab, was die Fusion im Inneren einen Gang herunterschaltet.

Sobald der Strahlungsdruck nachlässt, überwiegt wieder die Gravitation und die Gasmassen stürzen zurück ins Zentrum, wo sich nun Druck und Temperatur so erhöhen, dass die Fusionstätigkeit erneut hochgefahren wird.

Diese Sterne erreichen eine Leuchtkraft, die bis zu 10.000-mal stärker sein kann als jene unserer Sonne, wobei der Spektraltyp von F6 bis K2 rangiert.

Diese Überriesen der Leuchtkraftklassen Ia, Ib, II kommen besonders oft in den sogenannten Offenen Sternhaufen wie den Plejaden (Siebengestirn) vor.

Die Lichtkurven der klassischen Cepheiden zeigen, dass die Periodizitäten nicht immer so ganz exakt beibehalten werden. Mithilfe kontinuierlicher Beobachtungen mit dem Kepler-Weltraumteleskop konnten zum Beispiel bei V1154 Cygni Fluktuationen eindeutig nachgewiesen werden. Bei dem Roten Überriesen Beteigeuze sind es beispielsweise riesige Konvektionszellen, die zu einem eher unregelmäßigen Lichtwechsel führen.

Die sogenannten Typ-I-Cepheiden weisen eine hohe „Metallizität“ von über 0,5 Prozent der Atomanzahl auf. Typ-II-Cepheiden sind jene, deren Metallizität klar darunter einzuordnen ist. Darüber hinaus gibt es noch

–        Bimodale Cepheiden vom Typ CEP(B)

–        DCEPS

–        Ungewöhnliche Cepheiden

Aufnahme des Roten Riesen Beteigeuze im Sternbild Orion

Etwas genauere Betrachtung der Pulsation

Astronomen sprechen hierbei von dem sogenannten „Kappa-Mechanismus“. Dieser Zyklus beruht auf der temperaturabhängigen Veränderung der „Opazität“. Hierbei führt eine beliebige Störung zu einer Materieverdichtung innerhalb einer Schicht oder Schale des Sterninneren.

Damit steigt dort auch die Temperatur an. In der Folge erhöht sich die Opazität dieser Schicht, das heißt, die von innen herausdrängende Strahlungsenergie wird etwas zurückgehalten beziehungsweise gebremst und gelangt nun mit weniger Intensität bis in die äußeren Atmosphärenschichten des Sterns. Diese fallen dann aufgrund der Schwerkraft gewissermaßen in sich zusammen.

In jener Schicht, wo sich die Strahlung immer mehr aufstaut, kommt es indes bei sehr hoher Temperatur zu einer Expansion mit der Folge, dass dort die Opazität nun wieder abnimmt.

Endlich kann die gespeicherte Energie nach außen abgeführt werden. In dieser Phase wird das Zusammenfallen der äußeren Atmosphäre beendet und es kommt wieder zur Aufblähung derselben, welche sogar über den Gleichgewichtszustand hinausgeht.

Dieser Beitrag wurde am 13.01.2022 erstellt.

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