Astronomie

Stern - Explosive Variablen

Explosive Variablen

Die Entwicklung eines Mitglieds eines engen Doppelsternsystems kann durch die Anwesenheit seines Begleiters deutlich beeinflusst werden. Wenn die Sterne altern, schwillt der massereich schneller an, wenn er sich von der Hauptsequenz entfernt. Es wird so groß, dass seine äußere Hülle unter den Gravitationseinfluss des kleineren Sterns fällt. Die Materie wird kontinuierlich vom sich schneller entwickelnden Stern zum weniger massiven Stern gespeist, der immer noch in der Hauptsequenz verbleibt.U Cephei ist ein klassisches Beispiel für ein solches System, für das spektroskopische Beweise Gasströme zeigen, die vom höher entwickelten Stern zum heißeren Begleiter fließen, der jetzt der massereichere der beiden ist. Letztere verlassen schließlich auch die Hauptsequenz und werden zu einem riesigen Stern , nur um ihre äußere Hülle an den Begleiter zu verlieren, der zu diesem Zeitpunkt möglicherweise das Stadium des Weißen Zwergs erreicht hat .

Novas scheinen Binärsterne zu sein, die sich aus Kontaktbinärdateien der entwickelt habenW Ursae Majoris-Typ, bei dem es sich um Sternpaare handelt, die anscheinend der Sonne ähnlich sind, sich aber umeinander drehen, während sie sich fast berühren. Ein Mitglied hat möglicherweise das Stadium des Weißen Zwergs erreicht. Materie, die ihm von seinem ausgedehnten Begleiter zugeführt wird, scheint Instabilitäten zu erzeugen, die zu heftigen Explosionen oder Nova- Ausbrüchen führen. Das Zeitintervall zwischen Ausbrüchen kann von einigen Score-Jahren bis zu Hunderttausenden von Jahren reichen.

In gewöhnlichen Novas scheint die Explosion nur die äußeren Schichten zu betreffen, da der Stern später zu seiner früheren Helligkeit zurückkehrt; imSupernovas die Explosion ist katastrophal. Normalerweise sind Novas kleine blaue Sterne, die viel schwächer als die Sonne sind, wenn auch sehr viel heißer. Wenn ein Ausbruch auftritt, kann sich der Stern in wenigen Stunden sehr schnell um 10 Größenordnungen oder mehr aufhellen. Danach verblasst es; Die Fading-Rate hängt mit der Helligkeit der Nova zusammen. Die hellsten Novas, die absolute Größen von etwa –10 erreichen, verblassen am schnellsten, während eine typische langsame Nova, die eine absolute Größe von –5 erreicht, 10- bis 20-mal so lange brauchen kann, bis die Helligkeit abnimmt. Wenn diese Eigenschaft als absolute Größe bei maximaler Helligkeit gegenüber der Zeit kalibriert wird, die benötigt wird, um um zwei Größen abzunehmen, können Novas als Entfernungsindikatoren für nahegelegene Galaxien verwendet werden. Die Veränderungen im Lichtwerden von ausgeprägten spektroskopischen Veränderungen begleitet, die als Folge von Veränderungen in einer ausgeworfenen Hülle interpretiert werden können, die sich langsam im Raum auflöst. In den frühesten Phasen ist die expandierende Schale undurchsichtig . Wenn die Fläche wächst und die Oberflächentemperatur nahe 7.000 K liegt, wird die Nova schnell heller. Nahe dem maximalen Licht wird die Schale dann transparent und ihre Gesamthelligkeit sinkt schnell ab, wodurch die Nova dunkler wird.

Es wird angenommen, dass die Masse der Hülle ziemlich klein ist, etwa das 10- bis 100-fache der Masse der Erde . Nur die äußeren Schichten des Sterns scheinen betroffen zu sein; Die Hauptmasse setzt sich nach dem Ausbruch wie zuvor in einem Zustand ab, bis ein neuer Ausbruch auftritt. Die Existenz sich wiederholender Novas wie des SternsT Coronae Borealis schlägt vor, dass sich vielleicht alle Novas in Intervallen wiederholen, die bis zu Tausenden oder vielleicht Millionen von Jahren reichen; und wahrscheinlich ist das Intervall umso länger, je größer die Explosion ist. Es gibt starke Hinweise darauf, dass Novas Bestandteile enger Doppelsterne sind und sich insbesondere aus der häufigsten Art von Finsternis-Binärdateien entwickelt haben, denen vom Typ W Ursae Majoris.

Sterne vom Typ SS Cygni, auch als Zwergnovas bekannt, erleiden novalike Ausbrüche, jedoch mit einer viel kleineren Amplitude. Die Intervalle zwischen den Ausbrüchen betragen einige Monate bis ein Jahr. Solche Variablen sind enge Binärdateien. Die Entwicklung dieses speziellen Typs ist möglicherweise nur in engen binären Systemen möglich.

Es gibt zwei Haupttypen von Supernovae , Typ I (oder SNe I) und Typ II (oder SNe II). Sie können durch die Tatsache unterschieden werden, dass Supernovae vom Typ II Wasserstoffmerkmale in ihren Spektren aufweisen, Supernovas vom Typ I jedoch nicht. Typ-II-Supernovae entstehen durch den Zusammenbruch eines einzelnen Sterns, der massereicher als etwa acht Sonnenmassen ist, was entweder zu einem Neutronenstern oder zu einem Schwarzen Loch führt . Es gibt drei Klassen von Supernovae vom Typ I: Ia, Ib und Ic. Es wird angenommen, dass Supernovae vom Typ Ia aus einem binären System stammen, das einen weißen Zwerg enthält, ähnlich wie bei gewöhnlichen Novas. Im Gegensatz zu letzterem, bei dem in einer Supernova vom Typ I jedoch nur die äußeren Schichten des Weißen Zwergs betroffen zu sein scheinender weiße Zwerg ist wahrscheinlich vollständig zerstört; Die Details sind noch nicht vollständig verstanden. Sicherlich ist die Energieabgabe einer Supernova enorm höher als die einer gewöhnlichen Nova. Supernovae vom Typ Ib und Ic sind insofern wie Typ II, als sie jeweils den Kernkollaps eines massiven Sterns darstellen. Eine Supernova vom Typ II behält jedoch ihre Wasserstoffhülle bei , während die Supernovae vom Typ Ib und Ic dies nicht tun, was zu den unterschiedlichen Wasserstoffmerkmalen in ihren Spektren führt. Typ Ib behält eine Heliumhülle und hat so ein Spektrum, das reich an Heliumlinien ist; Typ Ic hält die Wasserstoff- oder Heliumhülle nicht zurück.

Empirische Daten zeigen, dass in einer Supernova vom Typ Ia die absolute Größe bei maximalem Licht durch eine Kombination von Daten bestimmt werden kann, die aus der Dimmrate nach dem Maximum, der Form der Lichtkurve und bestimmten Farbmessungen abgeleitet werden. Ein Vergleich der absoluten und scheinbaren Größen des maximalen Lichts ermöglicht es wiederum, den Abstand der Supernova zu finden. Dies ist von großem Nutzen, da Supernovae vom Typ Ia bei maximalem Licht die leuchtendsten „Standardkerzen“ sind, die zur Bestimmung der Entfernung zu externen Galaxien verfügbar sind, und daher in weiter entfernten Galaxien als jede andere Art von Standardkerze beobachtet werden können . Im Jahr 1999 führte die Anwendung dieser Technik zu der völlig unerwarteten Entdeckung, dass die Erweiterung derDas Universum beschleunigt sich eher als verlangsamt sich. Diese Beschleunigung wird durch dunkle Energie verursacht , eine gravitationsabstoßende Kraft, die die dominierende Komponente (73 Prozent) der Massenenergie des Universums darstellt.

Eine eigenartige explosive Variable ohne bekanntes Gegenstück ist Eta Carinae (NGC 3372), die in Teleskopen auf der Erde erscheint as a fuzzy red “star” slightly less than two seconds of arc in diameter. Surrounding it is a shell of gas and dust shaped roughly like an hourglass divided by a thin disk. First observed as a star of about the fourth magnitude in 1677, it brightened irregularly, undergoing an outburst in 1843, when it became for a few years the second brightest star in the sky. Thereafter it slowly faded, becoming too faint for the unaided eye around the turn of the 20th century. The fading was due, at least in part, to obscuration by dust emitted in the earlier eruption. The star remained near seventh magnitude with irregular variations for most of the 20th century, but it began brightening again by one or two tenths of a magnitude per year in the mid-1990s. In 2005 astronomers found that Eta Carinae is, in fact, a binary star system with an orbital period of 5.52 years. Its A component has a temperature of about 15,000 K; its B component, about 35,000 K. Eta Carinae is considered to be one of a small class of stars known as luminous blue variables. Its luminosity has been estimated as five million times that of the Sun. Flaring events producing not only visible effects but also X-ray, ultraviolet, and radio-wave effects have been observed.

Wahrscheinlich repräsentieren alle variablen Sterne mehr oder weniger kurzlebige Phasen in der Entwicklung eines Sterns. Abgesehen von katastrophalen Ereignissen, die eine Supernova erzeugen, können einige Phasen der Sternvariabilität von so kurzer Dauer sein, dass erkennbare Veränderungen in einem Intervall von 50 bis 100 Jahren möglich sind. Andere Stadien können viele tausend Jahre dauern. Zum Beispiel der Zeitraum vonDelta Cephei , der Prototyp des Sterns der Cepheid-Variablen, hat sich seit seiner Entdeckung im Jahr 1784 kaum um einen nachweisbaren Betrag verändert.