Variabler Stern

Beispiele für Typen innerhalb dieser Abteilungen sind unten angegeben.

Pulsierende variable Sternebearbeiten

Die pulsierenden Sterne schwellen an und schrumpfen, was ihre Helligkeit und ihr Spektrum beeinflusst. Pulsationen werden im Allgemeinen unterteilt in: radial, wo sich der gesamte Stern ausdehnt und als Ganzes schrumpft; und nicht radial, wo sich ein Teil des Sterns ausdehnt, während ein anderer Teil schrumpft.

Abhängig von der Art der Pulsation und ihrer Lage innerhalb des Sterns gibt es eine Eigenfrequenz oder Grundfrequenz, die die Periode des Sterns bestimmt. Sterne können auch in einer harmonischen oder Oberton pulsieren, die eine höhere Frequenz ist, entsprechend einer kürzeren Periode. Pulsierende variable Sterne haben manchmal eine einzige genau definierte Periode, aber oft pulsieren sie gleichzeitig mit mehreren Frequenzen, und es ist eine komplexe Analyse erforderlich, um die einzelnen Störperioden zu bestimmen. In einigen Fällen haben die Pulsationen keine definierte Frequenz, was zu einer zufälligen Variation führt, die als stochastisch bezeichnet wird. Die Untersuchung von Sterninnenräumen anhand ihrer Pulsationen ist als Asteroseismologie bekannt.

Die Expansionsphase einer Pulsation wird durch die Blockierung des inneren Energieflusses durch Material mit hoher Opazität verursacht, dies muss jedoch in einer bestimmten Tiefe des Sterns erfolgen, um sichtbare Pulsationen zu erzeugen. Wenn die Ausdehnung unterhalb einer konvektiven Zone auftritt, ist an der Oberfläche keine Variation sichtbar. Wenn die Expansion zu nahe an der Oberfläche auftritt, ist die Rückstellkraft zu schwach, um eine Pulsation zu erzeugen. Die Rückstellkraft zur Erzeugung der Kontraktionsphase einer Pulsation kann Druck sein, wenn die Pulsation in einer nicht degenerierten Schicht tief im Inneren eines Sterns auftritt, und dies wird als akustischer oder Druckmodus der Pulsation bezeichnet, abgekürzt als p-Modus. In anderen Fällen ist die Rückstellkraft die Schwerkraft und dies wird als G-Modus bezeichnet. Pulsierende variable Sterne pulsieren typischerweise nur in einer dieser Modi.

Cepheiden und cepheidenähnliche Variablenbearbeiten

Diese Gruppe besteht aus mehreren Arten pulsierender Sterne, die alle auf dem Instabilitätsstreifen zu finden sind und sehr regelmäßig anschwellen und schrumpfen, verursacht durch die eigene Massenresonanz des Sterns, im Allgemeinen durch die Grundfrequenz. Im Allgemeinen wird angenommen, dass der Eddington-Ventilmechanismus für pulsierende Variablen für cepheidenartige Pulsationen verantwortlich ist. Jede der Untergruppen auf dem Instabilitätsstreifen hat eine feste Beziehung zwischen Periode und absoluter Größe sowie eine Beziehung zwischen Periode und mittlerer Dichte des Sterns. Die Periode-Leuchtkraft-Beziehung wurde zuerst von Henrietta Leavitt für Delta-Cepheiden hergestellt und macht diese Cepheiden mit hoher Leuchtkraft sehr nützlich für die Bestimmung von Entfernungen zu Galaxien innerhalb der lokalen Gruppe und darüber hinaus. Edwin Hubble nutzte diese Methode, um zu beweisen, dass die sogenannten Spiralnebel tatsächlich entfernte Galaxien sind.

Beachten Sie, dass die Cepheids nur für Delta Cephei benannt sind, während eine völlig separate Variablenklasse nach Beta Cephei benannt ist.

Klassische Cepheidenvariablenbearbeiten

Klassische Cepheiden (oder Delta-Cephei-Variablen) sind Population I (junge, massive und leuchtende) gelbe Überriesen, die Pulsationen mit sehr regelmäßigen Perioden in der Größenordnung von Tagen bis Monaten durchlaufen. Am 10. September 1784 entdeckte Edward Pigott die Variabilität von Eta Aquilae, dem ersten bekannten Vertreter der Klasse der Cepheidenvariablen. Der Namensgeber für klassische Cepheiden ist jedoch der Stern Delta Cephei, der einige Monate später von John Goodricke als variabel entdeckt wurde.

Typ II Cepheidenbearbeiten

Typ-II-Cepheiden (historisch als W Virginis-Sterne bezeichnet) haben extrem regelmäßige Lichtpulsationen und eine Helligkeitsbeziehung, die den δ-Cephei-Variablen sehr ähnlich ist. Typ II Cepheiden Sterne gehören zu älteren Population II Sternen, als die Typ I Cepheiden. Der Typ II hat eine etwas geringere Metallizität, eine viel geringere Masse, eine etwas geringere Leuchtkraft und eine leicht versetzte Beziehung zwischen Periode und Leuchtkraft, daher ist es immer wichtig zu wissen, welcher Sterntyp beobachtet wird.

RR Lyrae variablebearbeiten

Diese Sterne ähneln den Cepheiden, sind aber nicht so leuchtend und haben kürzere Perioden. Sie sind älter als Typ-I-Cepheiden, gehören zur Population II, haben aber eine geringere Masse als Typ-II-Cepheiden. Aufgrund ihres häufigen Vorkommens in Kugelsternhaufen werden sie gelegentlich als Cluster-Cepheiden bezeichnet. Sie haben auch eine gut etablierte Periode-Leuchtkraft-Beziehung und sind daher auch als Entfernungsindikatoren nützlich. Diese Sterne vom Typ A variieren um etwa 0.2-2 Magnituden (20% bis über 500% Leuchtkraftänderung) über einen Zeitraum von mehreren Stunden bis zu einem Tag oder mehr.

Delta Scuti Variablenbearbeiten

Delta Scuti (δ Sct) Variablen sind ähnlich wie Cepheiden, aber viel schwächer und mit viel kürzeren Perioden. Sie waren einst als Zwerg-Cepheiden bekannt. Sie zeigen oft viele überlagerte Perioden, die sich zu einer äußerst komplexen Lichtkurve verbinden. Der typische δ Scuti-Stern hat eine Amplitude von 0,003-0,9 Größen (0,3% bis etwa 130% Leuchtkraftänderung) und eine Periode von 0,01–0,2 Tagen. Ihr Spektraltyp liegt normalerweise zwischen A0 und F5.

SX Phoenicis Variablebearbeiten

Diese Sterne vom Spektraltyp A2 bis F5, ähnlich wie δ Scuti Variablen, kommen hauptsächlich in Kugelsternhaufen vor. Sie zeigen alle 1 bis 2 Stunden Helligkeitsschwankungen in der Größenordnung von 0,7 (etwa 100% Helligkeitsänderung).

Schnell oszillierende Ap-Variablenbearbeiten

Diese Sterne vom Spektraltyp A oder gelegentlich F0, einer Unterklasse von δ-Scuti-Variablen, die in der Hauptsequenz zu finden sind. Sie haben extrem schnelle Schwankungen mit Perioden von wenigen Minuten und Amplituden von einigen Tausendstel einer Größe.

Langperiodenvariablenbearbeiten

Die Langperiodenvariablen sind kühl entwickelte Sterne, die mit Perioden im Bereich von Wochen bis zu mehreren Jahren pulsieren.

Mira variablesbearbeiten

Mira Variablen sind AGB rote Riesen. Über einen Zeitraum von vielen Monaten verblassen und erhellen sie zwischen 2,5 und 11 Größen, eine 6-fache bis 30.000-fache Änderung der Leuchtkraft. Mira selbst, auch bekannt als Omicron Ceti (ο Cet), variiert in der Helligkeit von fast 2nd Magnitude bis zu 10th Magnitude mit einer Periode von ungefähr 332 Tagen. Die sehr großen visuellen Amplituden sind hauptsächlich auf die Verschiebung der Energieabgabe zwischen visuell und Infrarot zurückzuführen, wenn sich die Temperatur des Sterns ändert. In einigen Fällen zeigen Mira-Variablen dramatische Periodenänderungen über einen Zeitraum von Jahrzehnten, von denen angenommen wird, dass sie mit dem thermischen Pulszyklus der fortschrittlichsten AGB-Sterne zusammenhängen.

Semiregular variablesbearbeiten

Dies sind rote Riesen oder Überriesen. Semiregulierte Variablen können gelegentlich eine bestimmte Periode aufweisen, zeigen jedoch häufiger weniger genau definierte Variationen, die manchmal in mehrere Perioden aufgelöst werden können. Ein bekanntes Beispiel für eine halbregelmäßige Variable ist Beteigeuze, die von etwa Größen +0,2 bis +1,2 (ein Faktor 2) variiert.5 änderung der Leuchtkraft). Zumindest einige der halbregulären Variablen sind sehr eng mit Mira-Variablen verwandt, möglicherweise mit dem einzigen Unterschied, dass sie in einer anderen Harmonischen pulsieren.

Langsame unregelmäßige Variablenbearbeiten

Dies sind rote Riesen oder Überriesen mit geringer oder keiner nachweisbaren Periodizität. Einige sind schlecht untersuchte semiregulierte Variablen, oft mit mehreren Perioden, aber andere können einfach chaotisch sein.

Long secondary period variablesbearbeiten

Viele veränderliche rote Riesen und Überriesen zeigen Variationen über mehrere hundert bis mehrere tausend Tage. Die Helligkeit kann sich um mehrere Größenordnungen ändern, obwohl sie oft viel kleiner ist, wobei die schnelleren Primärvariationen überlagert werden. Die Gründe für diese Art von Variation sind nicht klar verstanden und werden verschiedentlich Pulsationen, Binarität und Sternrotation zugeschrieben.

Beta Cephei Variablenbearbeiten

Beta Cephei (β Cep) Variablen (manchmal auch Beta Canis Majoris Variablen genannt, vor allem in Europa) unterliegen kurzperiodischen Pulsationen in der Größenordnung von 0,1–0,6 Tagen mit einer Amplitude von 0,01–0,3 Größen (1% bis 30% Änderung der Leuchtkraft). Sie sind während der minimalen Kontraktion am hellsten. Viele Sterne dieser Art weisen mehrere Pulsationsperioden auf.

Langsam pulsierende Sterne vom B-Typbearbeiten

Langsam pulsierende B-Sterne (SPB) sind heiße Hauptreihensterne, die etwas weniger hell sind als die Beta-Cephei-Sterne, mit längeren Perioden und größeren Amplituden.

Very rapidly pulsating hot (subdwarf B) starsEdit

Der Prototyp dieser seltenen Klasse ist V361 Hydrae, ein Subdwarf B-Stern der 15. Sie pulsieren mit Perioden von wenigen Minuten und können gleichzeitig mit mehreren Perioden pulsieren. Sie haben Amplituden von einigen Hundertstel einer Größenordnung und sind die GCVS Akronym RPHS gegeben. Sie sind p-Mode Pulsatoren.

PV Telescopii variablebearbeiten

Sterne dieser Klasse sind Überriesen vom Typ Bp mit einer Periode von 0,1–1 Tag und einer Amplitude von durchschnittlich 0,1 Magnitude. Ihre Spektren sind eigenartig, weil sie schwachen Wasserstoff haben, während andererseits Kohlenstoff- und Heliumlinien besonders stark sind, eine Art extremer Heliumstern.

RV Tauri variablenbearbeiten

Dies sind gelbe Überriesensterne (eigentlich massearme Post-AGB-Sterne im leuchtendsten Stadium ihres Lebens), die abwechselnd tiefe und flache Minima haben. Diese Doppelspitze Variation hat typischerweise Perioden von 30-100 Tagen und Amplituden von 3-4 Größenordnungen. Überlagert von dieser Variation kann es zu langfristigen Schwankungen über Zeiträume von mehreren Jahren kommen. Ihre Spektren sind vom Typ F oder G bei maximalem Licht und vom Typ K oder M bei minimaler Helligkeit. Sie liegen in der Nähe des Instabilitätsstreifens, kühler als Typ-I-Cepheiden, leuchtender als Typ-II-Cepheiden. Ihre Pulsationen werden durch die gleichen grundlegenden Mechanismen verursacht, die mit der Heliumtrübung zusammenhängen, aber sie befinden sich in einem ganz anderen Stadium ihres Lebens.

Alpha Cygni Variablenbearbeiten

Alpha Cygni (α Cyg) Variablen sind nichtradial pulsierende Überriesen der Spektralklassen Bep bis AepIa. Ihre Perioden reichen von einigen Tagen bis zu mehreren Wochen, und ihre Variationsamplituden liegen typischerweise in der Größenordnung von 0,1 Größenordnungen. Die Lichtänderungen, die oft unregelmäßig erscheinen, werden durch die Überlagerung vieler Schwingungen mit engen Perioden verursacht. Deneb im Sternbild Schwan ist der Prototyp dieser Klasse.

Gamma Doradus Variablebearbeiten

Gamma Doradus (γ Dor) Variablen sind nicht radial pulsierende Hauptreihensterne der Spektralklassen F bis spät A. Ihre Perioden liegen um einen Tag und ihre Amplituden typischerweise in der Größenordnung von 0,1 Größenordnungen.

Pulsierende weiße Zwergebearbeiten

Diese nicht radial pulsierenden Sterne haben kurze Perioden von Hunderten bis Tausenden von Sekunden mit winzigen Schwankungen von 0,001 bis 0,2 Größenordnungen. Bekannte Arten von pulsierenden weißen Zwergen (oder vorweißen Zwergen) umfassen die DAV- oder ZZ Ceti-Sterne mit wasserstoffdominierten Atmosphären und dem Spektraltyp DA; DBV- oder V777 Her-Sterne mit heliumdominierten Atmosphären und dem Spektraltyp DB; und GW Vir-Sterne mit Atmosphären, die von Helium, Kohlenstoff und Sauerstoff dominiert werden. GW-Vir-Sterne können in DOV- und PNNV-Sterne unterteilt werden.

Sonnenähnliche Schwingungen

Die Sonne schwingt mit sehr geringer Amplitude in einer großen Anzahl von Moden mit Perioden um 5 Minuten. Das Studium dieser Schwingungen ist als Helioseismologie bekannt. Schwingungen in der Sonne werden stochastisch durch Konvektion in ihren äußeren Schichten angetrieben. Der Begriff sonnenähnliche Schwingungen wird verwendet, um Schwingungen in anderen Sternen zu beschreiben, die auf die gleiche Weise angeregt werden, und die Untersuchung dieser Schwingungen ist einer der Hauptbereiche der aktiven Forschung auf dem Gebiet der Asteroseismologie.

BLAP variablesbearbeiten

Ein blauer Großamplitudenpulsator (BLAP) ist ein pulsierender Stern, der durch Änderungen von 0,2 bis 0,4 Größenordnungen mit typischen Perioden von 20 bis 40 Minuten gekennzeichnet ist.

Eruptive veränderliche Sternebearbeiten

Eruptive veränderliche Sterne zeigen unregelmäßige oder halbregelmäßige Helligkeitsschwankungen, die durch Material verursacht werden, das vom Stern verloren geht oder in einigen Fällen akkretiert wird. Trotz des Namens sind dies keine explosiven Ereignisse, das sind die kataklysmischen Variablen.

Protostarsbearbeiten

Protosterne sind junge Objekte, die den Prozess der Kontraktion von einem Gasnebel zu einem wahren Stern noch nicht abgeschlossen haben. Die meisten Protosterne weisen unregelmäßige Helligkeitsschwankungen auf.

Herbig Ae/Be Sternebearbeiten

Variabilität von massereicheren (2-8 Sonnenmassen) Herbig Ae / Be-Sternen wird angenommen, dass sie auf Gas-Staub-Klumpen zurückzuführen sind, die in den zirkumstellaren Scheiben umkreisen.

Orion–Variablenbearbeiten

Orion-Variablen sind junge, heiße Sterne vor der Hauptreihenfolge, die normalerweise in Nebel eingebettet sind. Sie haben unregelmäßige Perioden mit Amplituden von mehreren Größen. Ein bekannter Subtyp von Orion-Variablen sind die T-Tauri-Variablen. Die Variabilität von T-Tauri-Sternen ist auf Flecken auf der Sternoberfläche und Gasstaubklumpen zurückzuführen, die in den zirkumstellaren Scheiben umkreisen.

FU Orionis variablenbearbeiten

Diese Sterne befinden sich in Reflexionsnebeln und zeigen eine allmähliche Zunahme ihrer Leuchtkraft in der Größenordnung von 6 Größenordnungen, gefolgt von einer langen Phase konstanter Helligkeit. Sie dimmen dann über einen Zeitraum von vielen Jahren um 2 Magnituden (sechsmal dimmer) oder so. V1057 Cygni zum Beispiel gedimmt um 2,5 Magnitude (zehnmal Dimmer) während eines Zeitraums von elf Jahren. FU Orionis-Variablen sind vom Spektraltyp A bis G und möglicherweise eine Evolutionsphase im Leben von T-Tauri-Sternen.

Riesen und Überriesenbearbeiten

Große Sterne verlieren relativ leicht ihre Materie. Aus diesem Grund ist Variabilität aufgrund von Eruptionen und Massenverlust bei Riesen und Überriesen ziemlich häufig.

Luminous blue variablesbearbeiten

Auch bekannt als die S Doradus Variablen, gehören die leuchtendsten Sterne bekannt zu dieser Klasse. Beispiele hierfür sind die Hyperriesen η Carinae und P Cygni. Sie haben einen dauerhaft hohen Masseverlust, aber in Abständen von Jahren führen interne Pulsationen dazu, dass der Stern seine Eddington-Grenze überschreitet und der Masseverlust enorm zunimmt. Die visuelle Helligkeit nimmt zu, obwohl die Gesamtleuchtkraft weitgehend unverändert ist. Riesige Eruptionen, die in einigen LBVs beobachtet wurden, erhöhen die Leuchtkraft so sehr, dass sie als Supernova-Betrüger bezeichnet wurden und möglicherweise eine andere Art von Ereignis darstellen.

Gelbe Hyperriesenbearbeiten

Diese massereichen entwickelten Sterne sind aufgrund ihrer hohen Leuchtkraft und Position über dem Instabilitätsstreifen instabil und zeigen langsame, aber manchmal große photometrische und spektroskopische Veränderungen aufgrund eines hohen Masseverlusts und gelegentlicher größerer Eruptionen, kombiniert mit säkularen Variationen auf einer beobachtbaren Zeitskala. Das bekannteste Beispiel ist Rho Cassiopeiae.

R Coronae Borealis variablebearbeiten

Obwohl diese Sterne als eruptive Variablen eingestuft werden, nehmen ihre Helligkeit nicht periodisch zu. Stattdessen verbringen sie die meiste Zeit bei maximaler Helligkeit, aber in unregelmäßigen Abständen verblassen sie plötzlich um 1-9 Größenordnungen (2,5 bis 4000 mal schwächer), bevor sie sich über Monate bis Jahre auf ihre ursprüngliche Helligkeit erholen. Die meisten werden nach Leuchtkraft als gelbe Überriesen klassifiziert, obwohl sie eigentlich Post-AGB-Sterne sind, aber es gibt sowohl rote als auch blaue Riesen-R CrB-Sterne. R Coronae Borealis (R CrB) ist der Prototyp des Sterns. DY Persei-Variablen sind eine Unterklasse von R CrB-Variablen, die zusätzlich zu ihren Eruptionen eine periodische Variabilität aufweisen.

Wolf–Rayet–Variablenbearbeiten

Klassische Population I Wolf-Rayet-Sterne sind massereiche heiße Sterne, die manchmal Variabilität zeigen, wahrscheinlich aufgrund verschiedener Ursachen, einschließlich binärer Wechselwirkungen und rotierender Gasklumpen um den Stern. Sie zeigen breite Emissionslinienspektren mit Helium-, Stickstoff-, Kohlenstoff- und Sauerstofflinien. Variationen in einigen Sternen scheinen stochastisch zu sein, während andere mehrere Perioden zeigen.

Gamma Cassiopeiae Variablenbearbeiten

Gamma Cassiopeiae (γ Cas) Variablen sind nicht überriesige, schnell rotierende Sterne vom Typ der Emissionslinie der B-Klasse, die aufgrund des durch die schnelle Rotationsgeschwindigkeit verursachten Ausstoßes von Materie an ihren Äquatorregionen unregelmäßig um bis zu 1,5 Größenordnungen (4-fache Änderung der Leuchtkraft) schwanken.

Flare starsEdit

In Hauptreihensternen ist die große eruptive Variabilität außergewöhnlich. Es ist nur bei den Flare-Sternen üblich, auch bekannt als die UV Ceti-Variablen, sehr schwache Hauptreihensterne, die regelmäßige Flares erfahren. Sie erhöhen die Helligkeit in nur wenigen Sekunden um bis zu zwei Größenordnungen (sechsmal heller) und verblassen dann in einer halben Stunde oder weniger wieder auf normale Helligkeit. Mehrere nahe gelegene rote Zwerge sind Flare Stars, darunter Proxima Centauri und Wolf 359.

RS Canum Venaticorum variablesbearbeiten

Dies sind enge binäre Systeme mit hochaktiven Chromosphären, einschließlich riesiger Sonnenflecken und Fackeln, von denen angenommen wird, dass sie durch den engen Begleiter verstärkt werden. Die Variabilitätsskalen reichen von Tagen, nahe der Umlaufzeit und manchmal auch mit Finsternissen, bis zu Jahren, in denen die Sonnenfleckenaktivität variiert.

Kataklysmische oder explosive variable Sternebearbeiten

SupernovaeEdit

Supernovae sind die dramatischste Art von kataklysmischen Ereignissen und gehören zu den energiereichsten Ereignissen im Universum. Eine Supernova kann kurzzeitig so viel Energie emittieren wie eine ganze Galaxie und sich um mehr als 20 Größen aufhellen (über hundert Millionen Mal heller). Die Supernova-Explosion wird durch einen weißen Zwerg oder einen Sternkern verursacht, der eine bestimmte Masse / Dichte-Grenze, die Chandrasekhar-Grenze, erreicht, wodurch das Objekt in Sekundenbruchteilen zusammenbricht. Dieser Kollaps „springt“ auf und bewirkt, dass der Stern explodiert und diese enorme Energiemenge abgibt. Die äußeren Schichten dieser Sterne werden mit Geschwindigkeiten von vielen tausend Kilometern pro Sekunde weggeblasen. Die ausgestoßene Materie kann Nebel bilden, die als Supernova-Überreste bezeichnet werden. Ein bekanntes Beispiel für einen solchen Nebel ist der Krebsnebel, der von einer Supernova übrig geblieben ist, die 1054 in China und anderswo beobachtet wurde. Das Vorläuferobjekt kann entweder vollständig in der Explosion zerfallen, oder im Falle eines massereichen Sterns kann der Kern ein Neutronenstern (im Allgemeinen ein Pulsar) werden.

Supernovae können durch den Tod eines extrem massereichen Sterns entstehen, der um ein Vielfaches schwerer ist als die Sonne. Am Ende des Lebens dieses massereichen Sterns bildet sich aus Fusionsasche ein nicht schmelzbarer Eisenkern. Dieser Eisenkern wird in Richtung der Chandrasekhar-Grenze gedrückt, bis er sie überschreitet und daher zusammenbricht. Eine der am besten untersuchten Supernovae dieses Typs ist SN 1987A in der Großen Magellanschen Wolke.

Eine Supernova kann auch durch Massentransfer auf einen weißen Zwerg von einem Sternbegleiter in einem Doppelsternsystem entstehen. Die Chandrasekhar Grenze wird von der infalling Materie übertroffen. Die absolute Leuchtkraft dieses letzteren Typs hängt mit den Eigenschaften seiner Lichtkurve zusammen, so dass diese Supernovae zur Bestimmung der Entfernung zu anderen Galaxien verwendet werden können.

Leuchtende rote Novabearbeiten

Leuchtende rote Novae sind Sternexplosionen, die durch die Verschmelzung zweier Sterne verursacht werden. Sie sind nicht mit klassischen Novae verwandt. Sie haben ein charakteristisches rotes Aussehen und einen sehr langsamen Rückgang nach dem ersten Ausbruch.

NovaeEdit

Novae sind auch das Ergebnis dramatischer Explosionen, führen aber im Gegensatz zu Supernovae nicht zur Zerstörung des Vorläufersterns. Im Gegensatz zu Supernovae entzünden sich Novae auch durch den plötzlichen Beginn der thermonuklearen Fusion, die sich unter bestimmten Hochdruckbedingungen (degenerierte Materie) explosionsartig beschleunigt. Sie bilden sich in engen Doppelsternsystemen, wobei eine Komponente ein weißer Zwerg ist, der Materie aus der anderen gewöhnlichen Sternkomponente akkretiert, und können über Zeiträume von Jahrzehnten bis Jahrhunderten oder Jahrtausenden wiederkehren. Novae werden je nach Verhalten ihrer Lichtkurve als schnell, langsam oder sehr langsam eingestuft. Es wurden mehrere Novae mit bloßem Auge aufgezeichnet, wobei Nova Cygni 1975 die hellste in der jüngeren Geschichte ist und die 2. Magnitude erreicht.

Zwergnovaebearbeiten

Zwergnovae sind Doppelsterne mit einem weißen Zwerg, bei denen der Materietransfer zwischen den Komponenten zu regelmäßigen Ausbrüchen führt. Es gibt drei Arten von Zwerg Nova:

• U Geminorum-Sterne, die Ausbrüche von ungefähr 5-20 Tagen haben, gefolgt von ruhigen Perioden von typischerweise einigen hundert Tagen. Während eines Ausbruchs erhellen sie sich typischerweise um 2-6 Größenordnungen. Diese Sterne werden auch als SS-Cygni-Variablen bezeichnet, nach der Variablen in Cygnus, die zu den hellsten und häufigsten Darstellungen dieses Variablentyps gehört.
• Z Camelopardalis-Sterne, in denen gelegentlich Helligkeitsplateaus, sogenannte Stillstände, zwischen maximaler und minimaler Helligkeit zu sehen sind.
• SU Ursae Majoris Sterne, die sowohl häufigen kleinen Ausbrüchen als auch selteneren, aber größeren Superausbrüchen ausgesetzt sind. Diese binären Systeme haben normalerweise Umlaufzeiten von unter 2,5 Stunden.

DQ Herculis variablesbearbeiten

DQ Herculis-Systeme sind wechselwirkende Binärsysteme, bei denen ein massearmer Stern Masse auf einen hochmagnetischen weißen Zwerg überträgt. Die Spinperiode des weißen Zwergs ist signifikant kürzer als die binäre Umlaufperiode und kann manchmal als photometrische Periodizität nachgewiesen werden. Eine Akkretionsscheibe bildet sich normalerweise um den weißen Zwerg, aber seine innersten Regionen werden vom weißen Zwerg magnetisch abgeschnitten. Sobald es vom Magnetfeld des weißen Zwergs erfasst wird, bewegt sich das Material von der inneren Scheibe entlang der Magnetfeldlinien, bis es sich akkretiert. Im Extremfall verhindert der Magnetismus des weißen Zwergs die Bildung einer Akkretionsscheibe.

AM Herculis variablesbearbeiten

In diesen kataklysmischen Variablen ist das Magnetfeld des weißen Zwergs so stark, dass es die Spinperiode des weißen Zwergs mit der binären Umlaufperiode synchronisiert. Anstatt eine Akkretionsscheibe zu bilden, wird der Akkretionsfluss entlang der Magnetfeldlinien des weißen Zwergs geleitet, bis er in der Nähe eines Magnetpols auf den weißen Zwerg trifft. Zyklotronstrahlung, die von der Akkretionsregion ausgestrahlt wird, kann Orbitalvariationen von mehreren Größen verursachen.

Z Andromedae variablenbearbeiten

Diese symbiotischen Doppelsternsysteme bestehen aus einem roten Riesen und einem heißen blauen Stern, der von einer Gas- und Staubwolke umgeben ist. Sie durchlaufen novaartige Ausbrüche mit Amplituden von bis zu 4 Größenordnungen. Der Prototyp für diese Klasse ist Z Andromedae.

AM CVN Variablenbearbeiten

AM CVN Variablen sind symbiotische Binärsysteme, bei denen ein weißer Zwerg heliumreiches Material entweder von einem anderen weißen Zwerg, einem Heliumstern oder einem entwickelten Hauptreihenstern akkretiert. Sie unterliegen komplexen Variationen, oder manchmal keine Variationen, mit ultrakurzen Perioden.