Ein Stern wird als Variable klassifiziert, wenn sein offenbarer Umfang, wie gesehen, von Erdänderungen mit der Zeit, ob die Änderungen wegen Schwankungen in der wirklichen Lichtstärke des Sterns, oder zu Schwankungen im Betrag des Lichtes des Sterns sind, das davon blockiert wird, Erde zu erreichen. Viele vielleicht hat die meisten, Sterne mindestens etwas Schwankung in der Lichtstärke: Die Energieproduktion unserer Sonne ändert sich zum Beispiel durch ungefähr 0.1 % über einen 11-jährigen Sonnenzyklus, der zu einer Änderung von tausendstem von seinem Umfang gleichwertig ist.

Es ist günstig, variable Sterne als das Gehören einem von zwei Typen zu klassifizieren:

• Innere Variablen, deren sich Lichtstärke wirklich ändert; zum Beispiel, weil der Stern regelmäßig schwillt und zurückweicht.
• Unwesentliche Variablen, deren offenbare Änderungen in der Helligkeit wegen Änderungen im Betrag ihres Lichtes sind, das Erde erreichen kann; zum Beispiel, weil der Stern einen umkreisenden Begleiter hat, der ihn manchmal verfinstert.

Entdeckung

Der erste variable Stern wurde 1638 identifiziert, als Johannes Holwarda bemerkt hat, dass Omicron Ceti (hat später Mira genannt), in einem Zyklus pulsiert hat, der 11 Monate nimmt; der Stern war vorher als ein nova von David Fabricius 1596 beschrieben worden. Diese Entdeckung, die mit supernovae verbunden ist, beobachtet 1572 und 1604, hat bewiesen, dass der Sternenhimmel als Aristoteles nicht ewig unveränderlich war und andere alte Philosophen unterrichtet hatten. Auf diese Weise hat die Entdeckung von variablen Sternen zur astronomischen Revolution der sechzehnten und frühen siebzehnten Jahrhunderte beigetragen.

Der zweite variable zu beschreibende Stern war das verfinsternde variable ALGOL durch Geminiano Montanari 1669; John Goodricke hat die richtige Erklärung seiner Veränderlichkeit 1784 gegeben. Chi Cygni wurde 1686 von G. Kirch, dann R Hydrae 1704 von G. D. Maraldi erkannt. Vor 1786 waren zehn variable Sterne bekannt. John Goodricke selbst hat Delta Cephei und Beta Lyrae entdeckt. Seit 1850 hat die Zahl bekannter variabler Sterne schnell besonders nach 1890 zugenommen, als es möglich geworden ist, variable Sterne mittels der Fotografie zu identifizieren.

Die letzte Ausgabe des Allgemeinen Katalogs von Variablen Sternen (2008) Listen mehr als 46,000 variable Sterne in unserer eigenen Milchstraße, sowie 10,000 in anderen Milchstraßen und mehr als 10,000 'verdächtigten' Variablen.

Das Ermitteln der Veränderlichkeit

Die allgemeinsten Arten der Veränderlichkeit schließen Änderungen in der Helligkeit ein, aber andere Typen der Veränderlichkeit kommen auch in besonderen Änderungen im Spektrum vor. Indem sie leichte Kurve-Daten mit beobachteten geisterhaften Änderungen verbinden, sind Astronomen häufig im Stande zu erklären, warum ein besonderer Stern variabel ist.

Variable Sternbeobachtungen

Variable Sterne werden allgemein mit der Fotometrie, spectrophotometry und Spektroskopie analysiert. Maße ihrer Änderungen in der Helligkeit können geplant werden, um leichte Kurven zu erzeugen. Für regelmäßige Variablen kann die Periode der Schwankung und seines Umfangs sehr gut gegründet werden; für viele variable Sterne aber können sich diese Mengen langsam mit der Zeit, oder sogar von einer Periode zum folgenden ändern. Spitze brightnesses in der leichten Kurve ist als Maxima bekannt, während Tröge als Minima bekannt sind.

Amateurastronomen können nützliche wissenschaftliche Studie von variablen Sternen tun, indem sie den Stern mit anderen Sternen innerhalb desselben teleskopischen Feldes der Ansicht visuell vergleichen, über die die Umfänge bekannt und unveränderlich sind. Durch das Schätzen des Umfangs der Variable und die Anmerkung der Zeit der Beobachtung kann ein visueller lightcurve gebaut werden. Die amerikanische Vereinigung von Variablen Sternbeobachtern sammelt solche Beobachtungen von Teilnehmern um die Welt und teilt die Daten mit der wissenschaftlichen Gemeinschaft.

Von der Licht-Kurve werden die folgenden Daten abgeleitet:

• die Helligkeitsschwankungen periodisch, halbperiodisch, unregelmäßig, oder einzigartig?
• wie ist die Periode der Helligkeitsschwankungen?
• wie ist die Gestalt der leichten Kurve (symmetrisch oder nicht, winkelig oder glatt das Verändern, fährt wirklich jeder Rad haben nur ein oder mehr als ein Minima, et cetera)?

Vom Spektrum werden die folgenden Daten abgeleitet:

• welcher Stern es ist: Wie ist seine Temperatur, seine Lichtstärke-Klasse (Zwergstern, riesiger Stern, Superriese, usw.)?
• ist es ein einzelner Stern oder eine Dualzahl? (das vereinigte Spektrum eines binären Sterns kann Elemente von den Spektren von jedem der Mitglied-Sterne zeigen)
• ändert sich das Spektrum mit der Zeit? (zum Beispiel kann der Stern heißer und kühler regelmäßig werden)
• Änderungen in der Helligkeit können stark seitens des Spektrums abhängen, das (zum Beispiel, große Schwankungen im sichtbaren Licht, aber kaum irgendwelchen Änderungen in infrarot) beobachtet wird
• wenn die Wellenlängen von geisterhaften Linien ausgewechselt werden, weist das zu Bewegungen (zum Beispiel, eine periodische Schwellung und das Schrumpfen des Sterns, oder seine Folge oder eine dehnbare Gasschale) (Wirkung von Doppler) hin
• starke magnetische Felder auf dem Stern verraten sich im Spektrum
• anomale Emission oder Absorptionslinien können Anzeige einer heißen Sternatmosphäre oder Gaswolken sein, die den Stern umgeben.

In sehr wenigen Fällen ist es möglich, Bilder einer Sternplatte zu machen. Diese können dunklere Punkte auf seiner Oberfläche zeigen.

Interpretation von Beobachtungen

Das Kombinieren leichter Kurven mit geisterhaften Daten gibt häufig einen Hinweis betreffs der Änderungen, die in einem variablen Stern vorkommen. Zum Beispiel verrät sich ein pulsierender Stern in seinem Spektrum, weil sich seine Oberfläche regelmäßig zu und von uns in demselben Tempo bewegt, wie sich seine Helligkeit ändert.

Ungefähr zwei Drittel aller variablen Sterne scheinen zu pulsieren. In den 1930er Jahren hat Astronom Arthur Stanley Eddington gezeigt, dass die mathematischen Gleichungen, die das Interieur eines Sterns beschreiben, zu Instabilitäten führen können, die einen Stern veranlassen zu pulsieren. Der allgemeinste Typ der Instabilität ist mit Schwingungen im Grad der Ionisation im Außen-, convective Schichten des Sterns verbunden.

Nehmen Sie an, dass der Stern in der schwellenden Phase ist. Seine Außenschichten breiten sich aus, sie veranlassend, kühl zu werden. Wegen der abnehmenden Temperatur nimmt der Grad der Ionisation auch ab. Das macht das Benzin durchsichtiger, und macht es so leichter für den Stern, seine Energie auszustrahlen. Das wird der Reihe nach den Stern anfangen lassen sich zusammenzuziehen. Da das Benzin dadurch zusammengepresst wird, wird es geheizt, und der Grad der Ionisation nimmt wieder zu. Das macht das Benzin undurchsichtiger, und Radiation wird provisorisch gewonnen im Benzin. Das heizt das Benzin weiter, es dazu bringend, sich wieder auszubreiten. So wird ein Zyklus der Vergrößerung und Kompression (Schwellung und das Schrumpfen) aufrechterhalten.

bekannt, wird der Herzschlag von cepheids durch Schwingungen in der Ionisation von Helium (von Ihm bis Ihn und zurück zu Ihm) gesteuert.

Variable Sternnomenklatur

In einer gegebenen Konstellation wurden die ersten variablen entdeckten Sterne mit Briefen R durch Z, z.B R Andromedae benannt. Dieses System der Nomenklatur wurde von Friedrich W. Argelander entwickelt, der die erste vorher namenlose Variable in einer Konstellation der Brief R, der erste von Bayer nicht verwendete Brief gegeben hat. Briefe RR durch RZ, SS durch SZ, bis zu ZZ werden für die folgenden Entdeckungen, z.B RR Lyrae verwendet. Spätere Entdeckungen haben Briefe AA durch AZ, BB durch BZ, und bis zu QQ durch QZ (mit J weggelassen) verwendet. Sobald jene 334 Kombinationen erschöpft werden, werden Variablen in der Größenordnung von der Entdeckung numeriert, mit dem vorfesten V335 vorwärts anfangend.

Klassifikation

Variable Sterne können entweder inner oder unwesentlich sein.

• Innere variable Sterne: Sterne, wo die Veränderlichkeit durch Änderungen in den physikalischen Eigenschaften der Sterne selbst verursacht wird. Diese Kategorie kann in drei Untergruppen geteilt werden.
• Pulsierende Variablen, Sterne, deren sich Radius abwechselnd ausbreitet und sich als ein Teil ihrer natürlichen Entwicklungsaltersprozesse zusammenzieht.
• Variablen von Eruptive, Sterne, die Ausbrüche auf ihren Oberflächen wie Aufflackern oder Massenausweisungen erfahren.
• Erschütternde oder explosive Variablen, Sterne, die eine erschütternde Änderung in ihren Eigenschaften wie novae und supernovae erleben.
• Unwesentliche variable Sterne: Sterne, wo die Veränderlichkeit durch Außeneigenschaften wie Folge oder Eklipsen verursacht wird. Es gibt zwei Hauptuntergruppen.
• Die Verdunkelung von Dualzahlen, doppelte Sterne, wo so gesehen vom Standpunkt der Erde die Sterne gelegentlich einander verfinstern, wie sie umkreisen.
• Variablen, Sterne rotieren lassend, deren Veränderlichkeit durch mit ihrer Folge verbundene Phänomene verursacht wird. Beispiele sind Sterne mit äußersten "Sonnenflecken", die die offenbare Helligkeit oder Sterne betreffen, die schnelle Folge-Geschwindigkeiten haben, die sie veranlassen, ellipsenförmig in der Gestalt zu werden.

Diese Untergruppen selbst werden weiter in spezifische Typen von variablen Sternen geteilt, die gewöhnlich nach ihrem Prototyp genannt werden. Zum Beispiel werden Zwergnovae U Geminorum Sterne nach dem ersten anerkannten Stern in der Klasse, U Geminorum benannt.

Innere variable Sterne

Beispiele von Typen innerhalb dieser Abteilungen werden unten angeführt.

Pulsierende variable Sterne

Die pulsierenden Sterne schwellen und weichen regelmäßig um den Sternradius, den Umfang und das Spektrum, meistenteils mit einer definierten Periode, manchmal halbregelmäßig mit einer durchschnittlichen Periode und Umfang, oder eine Pseudoperiode zurück. Die zwei wichtigsten Typen sind:

• Cepheids und cepheid ähnliche Sterne Sie haben kurze Perioden (Tage zu Monaten) und ihr Lichtstärke-Zyklus, sind sehr regelmäßig;
• Variablen des langen Zeitraumes Ihre Periode sind auf der Ordnung eines Jahres länger und viel weniger regelmäßig.

Cepheids und cepheid ähnliche Variablen

Diese Gruppe besteht aus mehreren Arten von pulsierenden Sternen, die schwellen und sehr regelmäßig um die eigene Massenklangfülle des Sterns allgemein um die grundsätzliche Frequenz zurückweichen. Allgemein, wie man glaubt, ist der Klappe-Mechanismus von Eddington für pulsierende Variablen für cepheid ähnliche Herzschläge verantwortlich: Eine bestimmte Helium-Schicht des Sterns hat variable Undurchsichtigkeit abhängig vom Ionisationsgrad, der größeren Undurchsichtigkeit für das größere Niveau der Ionisation. Am Minimum wird der Stern zusammengezogen, so dass die Schicht die höhere Ionisation und Undurchsichtigkeit hat, und deshalb Fusionsenergie für den Stern absorbiert, um sich auszubreiten. Wenn der Stern zu einer bestimmten Größe anschwillt, schaltet die Ionisation plötzlich von höher um, um zu sinken, die Undurchsichtigkeit schaltend, um auch zu sinken. Die innere Fusionsenergie strahlt jetzt leichter durch diese Sternschicht aus, so weicht der Stern zum ursprünglichen zusammengezogenen Staat zurück, und der Zyklus von neuem beginnt.

Klassische Cepheids, Typ II Cepheids, RR Lyrae Variablen und Delta Scutis gehören dem Instabilitätsstreifen, der, wie man glaubt, durch Herzschläge von Eddington in Helium gesteuert wird, während für das Beta Cepheids der Herzschlag-Mechanismus unbekannt ist. Die Instabilitätsstreifen-Sterne sind geisterhafter Typ spät durch die M Sterne (vom "Weiß" zu "rot" durch die Tagung). Beta cepheids gehört dem Typ B oder manchmal spätem O ("blau" und tiefer "blau").

Allgemein in jeder Untergruppe hält eine feste Beziehung zwischen der Periode und dem absoluten Umfang, sowie einer Beziehung zwischen Periode und Mitteldichte des Sterns. Diese Beziehung der Periode-Lichtstärke wurde zuerst für Delta Cepheids von Henrietta Swan Leavitt hergestellt.

Klassische Cepheid Variablen

Klassische Cepheids (oder Variablen von Delta Cephei) sind Bevölkerung I gelbe Superriesen, die Herzschläge mit sehr regelmäßigen Perioden auf der Ordnung von Tagen zu Monaten erleben. Am 10. September 1784 hat Edward Pigott die Veränderlichkeit von Eta Aquilae, dem ersten bekannten Vertreter der Klasse von Variablen von Cepheid entdeckt. Jedoch ist der Namensvetter für klassischen Cepheids der Stern Delta Cephei, entdeckt, durch John Goodricke ein paar Monate später variabel zu sein.

Cepheids sind wichtig, weil sie ein Typ der Standardkerze sind. Ihre Lichtstärke ist direkt mit ihrer Periode der Schwankung mit einer geringen Abhängigkeit von metallicity ebenso verbunden. Je länger die Herzschlag-Periode, desto mehr leuchtend der Stern. Sobald diese Beziehung der Periode-Lichtstärke kalibriert wird, kann die Lichtstärke von gegebenem Cepheid, dessen Periode bekannt ist, gegründet werden. Ihre Entfernung wird dann von ihrer offenbaren Helligkeit leicht gefunden. Beobachtungen von Variablen von Cepheid sind sehr wichtig, um Entfernungen zu Milchstraßen innerhalb von Local Group und darüber hinaus zu bestimmen. Eine Beziehung zwischen der Periode und Lichtstärke für klassischen Cepheids wurde 1908 von Henrietta Swan Leavitt in einer Untersuchung von Tausenden von variablen Sternen entdeckt. Edwin Hubble hat diese Methode verwendet zu beweisen, dass die so genannten spiralförmigen Nebelflecke tatsächlich entfernte Milchstraßen sind.

Der helleren Sterne im Himmel ist Polarstern Cepheid, obwohl ein etwas ungewöhnlicher.

Typ II Cepheids

Typ II Cepheids (hat historisch W Virginis Sterne genannt), hat Uhr regelmäßige leichte Herzschläge und eine Lichtstärke-Beziehung viel wie die δ Variablen von Cephei, so am Anfang waren sie mit der letzten Kategorie verwirrt. Die leichte Kurve, den Umfang und die radialen Geschwindigkeitsschwankungen verglichen mit der leichten Kurve vergleichend, setzt Typ II Cepheids eine verschiedene Klasse des Sterns mit einem Lichtstärke-Beziehungsausgleich von diesem von δ Cepheids ein. Typ II Cepheids Sterne gehört auch der Bevölkerung II, im Vergleich zur Bevölkerung I von δ Cepheids, und so haben Sie einen niedrigeren metallicity.

RR Lyrae Variablen

Diese Sterne sind Cepheids etwas ähnlich, aber sind nicht als leuchtend. Sie sind älter als cepheids, der Bevölkerung II gehörend. Wegen ihres allgemeinen Ereignisses in kugelförmigen Trauben werden sie gelegentlich Traube Cepheids genannt. Sie haben auch eine gut hergestellte Beziehung der Periode-Lichtstärke, und sind so auch nützliche Entfernungshinweise. Diese geisterhaften Sterne des Typs A ändern sich durch ungefähr 0.2 - 2 Umfänge (20 % zu mehr als 500 % Änderung in der Lichtstärke) über eine Zeitdauer von mehreren Stunden zu einem Tag oder mehr. Ihre Helligkeit ist am größten, wenn ihre Radien an ihrem Maximum sind.

Variablen von Delta Scuti

Delta Scuti (δ Sct) Variablen ist Cepheids ähnlich, aber, und vor kürzeren Perioden eher schwächer. Sie waren einmal als Zwerg Cepheids bekannt. Sie zeigen häufig viele überlagerte Perioden, die sich verbinden, um eine äußerst komplizierte leichte Kurve zu bilden. Der typische δ Stern von Scuti hat einen Umfang 0.003 - 0.9 Umfänge (0.3 % zu ungefähr 130 % Änderung in der Lichtstärke) und eine Periode 0.01 - 0.2 Tage. Ihr geisterhafter Typ ist gewöhnlich zwischen A0 und F5.

SX Phoenicis Variablen

Diese Sterne des geisterhaften Typs A2 zu F5, der δ Variablen von Scuti ähnlich ist, werden hauptsächlich in kugelförmigen Trauben gefunden. Sie stellen Schwankungen in ihrer Helligkeit in der Ordnung von 0.7 Umfang (ungefähr 100 % Änderung in der Lichtstärke) oder also alle 1 bis 2 Stunden aus.

Variablen von Bluewhite mit frühen Spektren (O und B)

Sterne von Bluewhite, häufig Riesen, mit kleinen Helligkeitsschwankungen und kurze Perioden.

Beta Cephei Variablen

Beta-Cephei (β Steinpilz) Variablen oder Beta Canis Majoris Variablen, wie diese Sterne manchmal besonders in Europa genannt werden) erleben kurze Periode-Herzschläge in der Ordnung 0.1 - 0.6 Tage mit einem Umfang 0.01 - 0.3 Umfänge (Änderung von 1 % bis 30 % in der Lichtstärke). Sie sind an ihrem hellsten während der minimalen Zusammenziehung. Viele Sterne dieser Art stellen vielfache Herzschlag-Perioden aus.

PV Telescopii Variablen

Sterne in dieser Klasse sind Typ Superriesen von Bp mit einer Periode 0.1 - 1 Tag und ein Umfang von 0.1 Umfang durchschnittlich. Ihre Spektren sind eigenartig, indem sie schwachen Wasserstoff gehabt wird, während andererseits Kohlenstoff und Helium-Linien stark zusätzlich sind.

Langer Zeitraum und halbregelmäßige Variablen

Verschiedene Gruppen von roten riesigen Sternen, die mit Perioden im Rahmen Wochen zu mehreren Jahren pulsieren. Die Periode ist nicht immer unveränderlich, aber ändert sich vom Zyklus bis Zyklus.

Variablen von Mira

Variablen von Mira sind sehr kühle rote Superriesen, die sehr große Herzschläge erleben. Wie man glaubt, ist der Mechanismus Herzschläge von Eddington, wie für gelben Cepheids (sieh oben), aber mit molekularem Wasserstoff als die variable Undurchsichtigkeitsschicht des Sterns statt Heliums. Da Wasserstoff das reichlichste Element fast überall im Weltall und in Sternen ist, haben die Herzschläge allgemein einen großen Umfang. Im Laufe Perioden von gewöhnlich vielen Monaten können sie sich durch zwischen 2.5 und bis zu 11 Umfängen (sechsfach zu 30 tausendfacher Änderung in der Lichtstärke) vor dem Verblassen wieder aufhellen. Mira selbst, auch bekannt als Omicron Ceti (ο Cet), ändern sich in der Helligkeit von fast dem 2. Umfang, um als als 10. Umfang vor einer Periode von ungefähr 332 Tagen schwach zu werden.

Halbregelmäßige Variablen

Das sind gewöhnlich rote Riesen oder Superriesen. Halbregelmäßige Variablen können eine bestimmte Periode bei Gelegenheit zeigen, sondern auch Perioden der unregelmäßigen Schwankung durchgehen. Ein wohl bekanntes Beispiel einer halbregelmäßigen Variable ist Betelgeuse, der sich von allen Umfängen +0.2 zu +1.2 (ein Faktor 2.5 Änderung in der Lichtstärke) ändert.

Verlangsamen Sie unregelmäßige Variablen

Das sind gewöhnlich rote Superriesen mit wenig oder keiner Periodizität. Sie werden häufig halbregelmäßige Variablen schlecht studiert, die, nach der näheren genauen Untersuchung, wiederklassifiziert werden sollten.

RV Tauri Variablen

Das sind gelbe superriesige Sterne, die das Wechseln tiefe und seichte Minima haben. Diese doppelt kulminierte Schwankung hat normalerweise Perioden von 30-100 Tagen und Umfänge 3 - 4 Umfänge. Überlagert auf dieser Schwankung kann es langfristige Schwankungen im Laufe Perioden von mehreren Jahren geben. Ihre Spektren sind des Typs F oder G am maximalen Licht und Typs K oder M an der minimalen Helligkeit.

Variablen von Alpha Cygni

Alpha Cygni (α Cyg) Variablen pulsiert Superriesen von geisterhaften Klassen B zu AIa nichtradial. Ihre Periode-Reihe von mehreren Tagen bis zu mehreren Wochen und ihre Umfänge der Schwankung sind normalerweise der Ordnung von 0.1 Umfängen (10-%-Änderung in der Lichtstärke). Die leichten Änderungen, die häufig unregelmäßig scheinen, werden durch die Überlagerung von vielen Schwingungen mit nahen Perioden verursacht. Deneb, in der Konstellation von Cygnus ist der Prototyp dieser Klasse.

Das weiße Pulsieren ragt über

Diese nichtradial pulsierenden Sterne haben kurze Perioden von Hunderten zu Tausenden von Sekunden mit winzigen Schwankungen 0.001 zu 0.2 Umfängen. Bekannte Typen des pulsierenden weißen Zwergs (oder vorweißen Zwergs) schließen den DAV, oder ZZ Ceti, die Sterne, mit wasserstoffbeherrschten Atmosphären und dem geisterhaften Typ DA ein; DBV oder V777 Sie, Sterne, mit Helium-beherrschten Atmosphären und dem geisterhaften Typ DB; und GW Vir Sterne, mit Atmosphären, die durch Helium, Kohlenstoff und Sauerstoff beherrscht sind. GW Vir Sterne kann in DOV und PNNV Sterne unterteilt werden.

Sonnenähnliche Schwingungen

Die Sonne schwingt mit dem sehr niedrigen Umfang in einer Vielzahl von Weisen, die Perioden ungefähr 5 Minuten haben. Die Studie dieser Schwingungen ist als helioseismology bekannt. Schwingungen an der Sonne werden stochastisch durch die Konvektion in seinen Außenschichten gesteuert. Der Begriff sonnenähnliche Schwingungen werden verwendet, um Schwingungen in anderen Sternen zu beschreiben, die ebenso und die Studie dieser Schwingungen aufgeregt sind, ist eines der Hauptgebiete der aktiven Forschung im Feld von asteroseismology.

Variable-Sterne von Eruptive

Protostars

Protostars sind junge Gegenstände, die den Prozess der Zusammenziehung von einem Gasnebelfleck bis einen wahren Stern noch nicht vollendet haben. Die meisten protostars stellen unregelmäßige Helligkeitsschwankungen aus.

Sterne von Herbig Ae/Be

denkt, ist die Veränderlichkeit von massiveren (2-8 Sonnenmasse) Sterne von Herbig Ae/Be wegen Gasstaub-Klumpen, in den circumstellar Platten umkreisend.

Variablen von Orion

Variablen von Orion sind junge, heiße in der Nebligkeit gewöhnlich eingebettete Vorhauptfolge-Sterne. Sie haben unregelmäßige Perioden mit Umfängen von mehreren Umfängen. Ein weithin bekannter Subtyp von Variablen von Orion ist der T Tauri Variablen. Die Veränderlichkeit von T Tauri Sterne ist wegen Punkte auf der Sternoberfläche und den Gasstaub-Klumpen, in den circumstellar Platten umkreisend.

FU Orionis Variablen

Diese Sterne wohnen in Nachdenken-Nebelflecken und zeigen allmähliche Zunahmen in ihrer Lichtstärke in der Ordnung von 6 von einer langen Phase der unveränderlichen Helligkeit gefolgten Umfängen. Sie verdunkeln sich dann durch 2 Umfänge (um sechsmal dunkler) oder so über eine Zeitdauer von vielen Jahren. V1057 Cygni, der zum Beispiel durch 2.5 während einer elfjährigen Periode (um zehnmal dunkleren) Umfang verdunkelt ist. FU Orionis Variablen sind des geisterhaften Typs A durch G und sind vielleicht eine Entwicklungsphase im Leben von T Tauri Sterne.

Hauptfolge-Variablen

In Hauptfolge-Sternen ist eruptive Hauptveränderlichkeit außergewöhnlich; es ist nur unter dem schwersten (Wolf-Rayet) und das leichteste (UV Ceti) Sterne üblich.

Variablen von Wolf-Rayet

Sterne von Wolf-Rayet sind massive heiße Sterne, die periodische Massenausweisungen erleben, die sie veranlassen, sich durch 0.1 Umfang durchschnittlich aufzuhellen. Sie stellen breite Emissionslinienspektren mit Helium, Stickstoff, Kohlenstoff und Sauerstoff-Linien aus.

Aufflackern-Sterne

Aufflackern-Sterne, auch bekannt als der UV Ceti Sterne, sind sehr schwache Hauptfolge-Sterne, die regelmäßige Aufflackern erleben. Sie nehmen in der Helligkeit um bis zu zwei Umfänge zu, die in gerade ein paar Sekunden (sechsmal heller) sind, und verwelken dann zurück zur normalen Helligkeit entzwei eine Stunde oder weniger. Mehrere nahe gelegene rote Zwergsterne sind Aufflackern-Sterne, einschließlich Proxima Centauri und Wolfs 359.

Riesen und Superriesen

Große Sterne verlieren ihre Sache relativ leicht. Aus diesem Grund ist eruptivity unter Riesen und Superriesen ziemlich üblich.

Blaue Leuchtvariablen

Auch bekannt als die S Doradus Variablen, die am meisten leuchtenden bekannten Sterne gehören dieser Klasse. Beispiele schließen die Hyperriesen η Carinae und P Cygni ein.

Gamma Cassiopeiae Variablen

Gamma Cassiopeiae (γ Cas) Variablen sind Typ-Sterne BIII-IVe, die unregelmäßig durch bis zu 1.5 Umfänge (vierfache Änderung in der Lichtstärke) wegen der Ausweisung der Sache an ihren äquatorialen durch eine schnelle Rotationsgeschwindigkeit verursachten Gebieten schwanken.

R Korona-Nordlicht-Variablen

Während klassifiziert, als eruptive Variablen erleben diese Sterne periodische Zunahmen in der Helligkeit nicht; statt dessen verbringen sie den grössten Teil ihrer Zeit an der maximalen Helligkeit. An unregelmäßigen Zwischenräumen, jedoch, verwelken sie plötzlich durch 1 - 9 Umfänge (2.5 zum um 4000mal dunkleren), langsam zu ihrer maximalen Helligkeit im Laufe Monate zu Jahren genesend. Wie man denkt, wird diese Schwankung durch Episoden der Staub-Bildung in der Atmosphäre des Sterns verursacht. Da Staub gebildet wird und vom Stern abrückt, wird er schließlich zu unter der Staub-Kondensationstemperatur kühl, bei dem Punkt eine Wolke undurchsichtig wird, die beobachtete Helligkeit des Sterns veranlassend, zu fallen. Der sich zerstreuende Staub läuft auf eine allmähliche Zunahme der Helligkeit hinaus.

R Korona-Nordlicht (R CrB) ist der Prototyp-Stern. Andere Beispiele schließen Z Ursae Minoris (Z UMi) und SU Tauri (SU Tau) ein. DY Persei Variablen sind eine Unterklasse von R Variablen von CrB, die eine periodische Veränderlichkeit zusätzlich zu ihren Ausbrüchen haben.

Eruptive binäre Sterne

RS Canum Venaticorum Variablen

Das sind nahe binäre Systeme mit einer längeren Periode chromospheric Tätigkeit, einschließlich Aufflackern, dass normalerweise letzte 1-4 Jahre. Dieser Tätigkeitszyklus ist mit dem Sonnenzyklus der Sonne vergleichbar. Der Typ wird häufig RS CVn abgekürzt. Der Prototyp dieser Klasse ist auch eine binäre Verdunkelung.

Erschütternde oder explosive variable Sterne

Supernovae

Supernovae sind der dramatischste Typ der erschütternden Variable, einige der energischsten Ereignisse im Weltall seiend. Eine Supernova kann so viel Energie kurz ausstrahlen wie eine komplette Milchstraße, sich durch mehr als 20 (mehr als hundert Millionen Male hellere) Umfänge aufhellend. Die Supernova-Explosion wird von einem weißen Zwerg oder einem Sternkern das Erreichen einer bestimmten Grenze der Masse/Dichte, der Grenze von Chandrasekhar verursacht, den Gegenstand verursachend, in einem Bruchteil einer Sekunde zusammenzubrechen. Dieser Zusammenbruch "drängt" und veranlasst den Stern, diese enorme Energiemenge zu sprengen und auszustrahlen. Die Außenschichten dieser Sterne werden mit Geschwindigkeiten von vielen tausend von Kilometern eine Stunde weggeblasen. Die vertriebene Sache kann Nebelflecke genannt Supernova-Reste bilden. Ein weithin bekanntes Beispiel solch eines Nebelflecks ist der Krabbe-Nebelfleck, verlassen zu Ende von einer Supernova, die in China und Nordamerika in 1054 beobachtet wurde. Der Kern des Sterns oder des weißen Zwergs kann entweder ein Neutronenstern (allgemein ein Pulsar) werden oder sich völlig in der Explosion auflösen.

Supernovae kann sich aus dem Tod eines äußerst massiven Sterns ergeben, der oft schwerer ist als die Sonne. Am Ende des Lebens dieses massiven Sterns wird ein nichtschmelzbarer Eisenkern von der Fusionsasche gebildet. Dieser Eisenkern wird zur Grenze von Chandrasekhar gestoßen, bis es es übertrifft und deshalb zusammenbricht.

Eine Supernova kann sich auch aus Massenübertragung auf einen weißen Zwerg von einem Sternbegleiter in einem doppelten Sternsystem ergeben. Die Chandrasekhar-Grenze wird von der infalling Sache übertroffen. Die absolute Lichtstärke dieses letzten Typs ist mit Eigenschaften seiner leichten Kurve verbunden, so dass diese supernovae verwendet werden können, um die Entfernung zu anderen Milchstraßen zu gründen. Einer der am meisten studierten supernovae ist SN 1987A in der Großen Magellanic Wolke.

Novae

Novae sind auch das Ergebnis von dramatischen Explosionen, aber verschieden von supernovae laufen auf die Zerstörung des Ahn-Sterns nicht hinaus. Auch verschieden von supernovae entzünden sich novae vom plötzlichen Anfall der thermonuklearen Fusion, die sich unter bestimmten Bedingungen des Hochdrucks (degenerierte Sache) explosiv beschleunigt. Sie formen sich in nahen binären Systemen, ein Bestandteil, der eine weiße sich vereinigende Zwergsache vom anderen gewöhnlichen Sternbestandteil ist, und können im Laufe Perioden von Jahrzehnten zu Jahrhunderten oder Millennien wiederkehren. Novae werden als schnell, langsame oder sehr langsame abhängig vom Verhalten ihrer leichten Kurve kategorisiert. Mehreres nacktes Auge novae, ist Nova Cygni 1975 registriert worden, das hellste in der neuen Geschichte seiend, 2. Umfang erreichend.

Zwergnovae

Zwergnovae sind doppelte Sterne, die einen weißen Zwergstern einschließen, in dem die Sache-Übertragung zwischen dem Bestandteil regelmäßige Ausbrüche verursacht. Es gibt drei Typen von Zwergnova:

• U Geminorum Sterne, die Ausbrüche haben, die ungefähr 5-20 von ruhigen Perioden von normalerweise einigen hundert Tagen gefolgte Tage dauern. Während eines Ausbruchs hellen sie sich normalerweise durch 2 - 6 Umfänge auf. Diese Sterne sind auch bekannt als SS Cygni Variablen nach der Variable in Cygnus, der unter den hellsten und häufigsten Anzeigen dieses variablen Typs erzeugt.
• Z Camelopardalis Sterne, in denen gelegentliche Plateaus der Helligkeit Stillstände genannt haben, werden Teil Weg zwischen der maximalen und minimalen Helligkeit gesehen.
• SU Ursae Majoris Sterne, die sowohl häufige kleine Ausbrüche als auch seltenere, aber größere Superausbrüche erleben. Diese binären Systeme haben gewöhnlich Augenhöhlenperioden von weniger als 2.5 Stunden.

Z Andromedae Variablen

Diese symbiotischen binären Systeme werden aus einem roten Riesen und einem heißen blauen Stern zusammengesetzt, der in einer Wolke von Benzin und Staub eingewickelt ist. Sie erleben nova ähnliche Ausbrüche mit Umfängen von ungefähr 4 Umfängen.

Unwesentliche variable Sterne

Es gibt zwei Hauptgruppen von unwesentlichen Variablen: das Drehen von Sternen und die Verdunkelung von Sternen.

Das Drehen variabler Sterne

Sterne mit beträchtlichen Sonnenflecken können bedeutende Schwankungen in der Helligkeit zeigen, als sie rotieren, und hellere Gebiete der Oberfläche in die Ansicht gebracht werden. Helle Punkte kommen auch an den magnetischen Polen von magnetischen Sternen vor. Sterne mit ellipsenförmigen Gestalten können auch Änderungen in der Helligkeit zeigen, weil sie unterschiedliche Gebiete ihrer Oberflächen dem Beobachter präsentieren.

Nichtkugelförmige Sterne

Ellipsenförmige Variablen

Das sind sehr nahe Dualzahlen, von denen die Bestandteile wegen ihrer gegenseitigen Schwerkraft nichtkugelförmig sind. Da die Sterne das Gebiet ihrer zu den Beobachter-Änderungen präsentierten Oberfläche rotieren lassen und das der Reihe nach ihre Helligkeit, wie gesehen, von der Erde betrifft.

Sternpunkte

Die Oberfläche des Sterns ist nicht gleichförmig hell, aber hat dunklere und hellere Gebiete (wie die Sonnenpunkte der Sonne). Der chromosphere des Sterns kann sich auch in der Helligkeit ändern. Als der Stern rotiert, beobachten wir Helligkeitsschwankungen von einigem Zehntel von Umfängen.

FK Comae Berenices Variablen

Diese Sterne rotieren äußerst schnell (~100 km/s am Äquator); folglich sind sie in der Gestalt ellipsenförmig. Sie sind (anscheinend) einzelne riesige Sterne mit geisterhaften Typen G und K und zeigen starke chromospheric Emissionslinien. Beispiele sind FK Com, HD 199178 und UZ Befreiungskampf. Eine mögliche Erklärung für die schnelle Folge von FK Comae Sterne besteht darin, dass sie das Ergebnis der Fusion binärer (Kontakt) sind.

DURCH Draconis variable Sterne

DURCH Draconis Sterne sind von der geisterhaften Klasse K oder M und ändern sich durch weniger als 0.5 Umfänge (70-%-Änderung in der Lichtstärke).

Magnetische Felder

Alpha 2 Variablen von Canum Venaticorum

Alpha 2 Canum Venaticorum (α CVn) Variablen sind Hauptfolge-Sterne der geisterhaften Klasse B8 - A7, die Schwankungen 0.01 zu 0.1 Umfängen (1 % bis 10 %) wegen Änderungen in ihren magnetischen Feldern zeigen.

SX Arietis Variablen

Sterne in dieser Klasse stellen Helligkeitsschwankungen von ungefähr 0.1 Umfang aus, der durch Änderungen in ihren magnetischen Feldern wegen hoher Folge-Geschwindigkeiten verursacht ist.

Optisch variable Pulsars

Wenige Pulsars sind im sichtbaren Licht entdeckt worden. Diese Neutronensterne ändern sich in die Helligkeit, als sie rotieren. Wegen der schnellen Folge sind Helligkeitsschwankungen von Millisekunden bis ein paar Sekunden äußerst schnell. Das erste und das am besten bekannte Beispiel sind der Krabbe-Pulsar.

Verdunkelung von Dualzahlen

Unwesentliche Variablen haben Schwankungen in ihrer Helligkeit, wie gesehen, durch Landbeobachter wegen einer Außenquelle. Einer der allgemeinsten Gründe dafür ist die Anwesenheit eines binären dazugehörigen Sterns, so dass die zwei zusammen einen binären Stern bilden. Wenn gesehen, von bestimmten Winkeln kann ein Stern den anderen verfinstern, die Verminderung der Helligkeit verursachend. Eine der berühmtesten Verdunkelungsdualzahlen ist ALGOL oder Beta Persei (β Pro).

ALGOL-Variablen

ALGOL-Variablen erleben Eklipsen mit einem oder zwei durch Perioden fast des unveränderlichen Lichtes getrennten Minima. Der Prototyp dieser Klasse ist ALGOL in der Konstellation Perseus.

Beta Lyrae Variablen

Beta Lyrae (β Lyr) Variablen ist äußerst nahe Dualzahlen, genannt nach dem Stern Sheliak. Die leichten Kurven dieser Klasse, Variablen zu verfinstern, ändern sich ständig, es fast unmöglich machend, den genauen Anfall und Ende jeder Eklipse zu bestimmen.

W Ursae Majoris Variablen

Die Sterne in dieser Gruppe zeigen Perioden weniger als eines Tages. Die Sterne sind zu einander so nah gelegen, dass ihre Oberflächen fast im Kontakt mit einander sind.

Planetarische Durchfahrten

Sterne mit Planeten können auch Helligkeitsschwankungen zeigen, wenn ihre Planeten zwischen der Erde und dem Stern gehen. Diese Schwankungen sind viel kleiner als diejenigen, die mit Sternbegleitern gesehen sind, und sind nur mit äußerst genauen Beobachtungen feststellbar. Beispiele schließen HD 209458 und GSC 02652-01324 und alle Planeten und Planet candidatates entdeckt durch die Kepler Mission ein.

Siehe auch

• Liste von variablen Sternen
• Gast-Stern (Astronomie)
• W. Strohmeier, variable Sterne, Pergamon (1972)
• Niedrige dimensionale Verwirrung in Sternherzschlägen
• Sternherzschlag-Theorie - Regelmäßig gegen die unregelmäßige Veränderlichkeit

Links

• Die amerikanische Vereinigung von variablen Sternbeobachtern
• WWW.SEMIREGULAR.COM Webdienst, wo variable Sternbeobachter führen und ihre Beobachtungen melden können
• GCVS Veränderlichkeitstypen
• Gesellschaft für die populäre Astronomie - variable Sternabteilung