Vom Sonnensystem zu den Quasaren - UrsusMajor
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<strong>Vom</strong> <strong>Sonnensystem</strong> <strong>zu</strong> <strong>den</strong> <strong>Quasaren</strong><br />
6.3 Veränderliche Sterne<br />
6.3.1 Einführung<br />
Dies ist ein Gebiet auf dem ich bis jetzt nur oberflächlich Erfahrung gesammelt habe. Da es<br />
aber ein beliebtes Tummelfeld für Astroamateure ist, möchte ich trotzdem einige Erläuterungen<br />
geben, ohne detaillierte Beobachtungsbeispiele. Auf dem Internet kann eine Fülle<br />
von Informationen über die Beobachtung von Veränderlichen gefun<strong>den</strong> wer<strong>den</strong>.<br />
Es existieren diverse Sterne mit schwankender Helligkeit. Die Helligkeitsänderung kann<br />
dabei in Perio<strong>den</strong> von Stun<strong>den</strong> bis hin <strong>zu</strong> über 9’000 Tagen auftreten. Je nach physikalischen<br />
Ursachen unterscheidet man verschie<strong>den</strong>e Typen. Sie unterschei<strong>den</strong> sich durch das<br />
Muster und die Frequenz der schwanken<strong>den</strong> Lichtkurven.<br />
Die Helligkeitsschwankungen wer<strong>den</strong> mittels der Photometrie gemessen, welche sich heute<br />
im Amateurbereich vorwiegend auf die Auswertung fotografischer CCD Aufnahmen<br />
stützt. Eine weitere, bei Amateuren bewährte aber deutlich ungenauere Methode, ist der<br />
Helligkeitsvergleich mit benachbarten Sternen bekannter Grössenklasse. Der Astronom Argelander<br />
hat diese Methode vor rund 150 Jahren entwickelt, als noch alle Veränderlichenbeobachtungen<br />
visuell erfolgen mussten. Unter diesem Stichwort sind auf dem Internet detaillierte<br />
Beobachtungstipps <strong>zu</strong> fin<strong>den</strong>.<br />
6.3.2 Bedeckungsveränderliche<br />
Bedeckungsveränderliche sind sehr enge Doppelsterne. Dabei wird eine Komponente von<br />
der anderen umkreist und bezüglich der Sichtlinie des Beobachters regelmässig bedeckt.<br />
Typische Vertreter sind ß Persei (Algol, siehe Helligkeitskurve) oder ε Lyrae.<br />
6.3.3 Pulsationsveränderliche<br />
Andere Typen wer<strong>den</strong> durch Instabilitäten im Sterninnern,<br />
oder durch Wechselwirkungen mit sehr eng umlaufen<strong>den</strong><br />
Begleitsternen erzeugt. Typische Vertreter sind die Pulsationsveränderlichen<br />
δ Cephei<strong>den</strong>, oder die Mira Veränderlichen,<br />
benannt nach o (omicron) Ceti (Mira) im Sternbild<br />
Walfisch. Bei δ Cephei schwankt die Helligkeit mit einer<br />
konstanten kurzen Periode von 5,366 Tagen um etwa 2<br />
Grössenklassen, verursacht durch Schwingungsvorgänge<br />
in der Sternoberfläche (siehe Grafik).<br />
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