Eruptive Veränderliche Sterne

• Helligkeitsausbrüche von 2 mag bis 6 mag
• enge Doppelsternsysteme mit Umlaufzeiten von 80 Minuten bis 16 Stunden:
  • roter Hauptreihenstern; 0.1 bis 1.2 Sonnenmassen; Spektralklasse= K bis M; füllt Roche-Volumen aus
  • weißer Zwerg; ca. 1 Sonnenmasse; sammelt vom Begleiter abfließende Materie in Akkretionsscheibe; Materie trifft im ``Heißen Fleck'' auf (Schockfront)
• Spektren:
  • Minimum:
    • deutliche Emissionslinien von H, HeI, HeII, u.a. aus der Gasscheibe
    • bei hoher Bahnneigung auch Absorbtion aus der äußersten Hülle der Scheibe
    • im UV:
      • Typ 1 mit Emissionen niedrig angeregter Ionen; gelegentlich Röntgenemissionen
      • Typ 2 mit Absorbtionslinien niedrig angeregter Ionen
  • Ausbruch:
    • im UV steileres Kontinuum
    • breitere Linien (5000 bis 6000 km/s)
    • ab einer gewissen Flußrate von der Scheibe zum Weißen Zwerg entsteht dort Röntgenstrahlung, die in der Scheibe wieder absorbiert wird
• Einen Film über die Bewegung in einem Eruptiven System gibt es für V348 Pup. Der Film stammt von der Seite http://physics.open.ac.uk/research/astro/.

Zwergnova-Typen

• U Geminorum
  • Zwerg oder Unterriese mit Spektralklasse=K-M füllt Roche-Volumen; ein Weißer Zwerg mit Umlaufzeit 0.05 bis 0.5 d
  • zeigen im Minimum Flackern um wenige 0.1 mag
  • Ausbrüche um mehrere Magnituden mit schnellem Anstieg und langsamen (Tage bis Wochen) Abfall; konstante mittlere Ausbruchsperiode; Ausbrüche bezüglich Amplitude und Dauer gleichartig
  • längere Perioden entsprechen wohl größeren Amplituden
  • Beispiel: U Gem
• SS Cygni:
  • ähnlich U Gem
  • Amplitude 2 bis 6 mag
  • Anstieg in 1 bis 2 Tagen, Abfall in mehreren Tagen
  • Zykellänge zwischen 10 und mehreren tausend Tagen
  • Beispiel: SS Cyg
• SU UMa (UGSU):
  • zeigen neben normalen Maxima (Dauer bis 39 d) auch Supermaxima mit um 2 mag größerer Helligkeit (Dauer 50 bis 189 d)
  • Umlaufzeit < 170 Minuten mit Amplitude bis 0.3 mag
  • zweiter Stern ist M-Zwerg, kurz-periodisches System
  • Massentransfer ist kleiner als bei längerperiodschen Systemen
    --> höhere Amplitude, weniger regelmäßige Ausbrüche
  • während des Supermaximums sollte eine zeitliche hochaufgelöste Beobachtungsserie durchgeführt werden
  • Untergruppen:
    • ER UMa: aktivste Ausbruchtätigkeit aller Zwergnovae, sehr kurze Superzyklen (19-50 d, < 3mag Amplitude) und kurze Intervalle (3-5 d) zwischen normalen Ausbrüchen; Orbitalperiode < 92 Minuten; Mitglieder: ER UMa, V1159 Ori, RZ LMi, DI UMa, IX Dra
    • WZ Sge: sehr lange Superzyklen (mehrere 10 Jahre) und keine normalen Ausbrüche; Orbitalperiode < 92 Minuten; Mitglieder: WZ Sge, EG Cnc
• Z Cam:
  • längere Stillstände bei mittlerer Helligkeit
  • kurze Ausbruchsintervalle; Zykellänge 10 bis 40 Tage
  • Amplitude 2 bis 5 mag
  • Orbitalperiode 3-10 Stunden
  • Beispiel: Z Cam, RX And
• UX UMa:
  • ähnlich zum Typ Z Cam
  • scheinbar ständig im Ausbruch
• BV Pup:
  • nur selten schwache Ausbrüche
• Z And:
  • symbiotisch
  • Ausbrüche bis 4mag im Abstand von 10 bis 20 Jahren, dazwischen langperiodisch
  • Beispiel: Z And

AM Herculis

• Doppelstern in 1 - 3 h:
  • Weißer Zwerg (0.6 - 1.2 Sonnenmassen mit starkem Magnetfeld um 10^4 T
  • massearmer Hauptreihenstern (0.1 - 0.5 Sonnenmassen, Spektralklasse=K-M)
• Weißer Zwerg zieht Materie in schlauchförmigem Akkretionsstrom entlang der Magnetfeldlinien auf einen der Magnetpole; beim Aufprall entsteht Röntgenstrahlung oder sichtbares Licht bis 5 mag Amplitude
• in Akkretionsregion intensive UV-Strahlung mit 10^8 K; ionisierte Materie auf Kreisbahnen sendet Synchrotronstrahlung
• gebundene Bahn- und Rotationsbewegung

• enges Doppelsternsystem mit Umlaufzeit zwischen 0.05 und 230 d; eine Komponente ist heißer Zwerg, die andere ein Riese, Unterriese oder Zwerg mit Spektralklasse=F-M
• Phasen bis zur Nova (über 10^(4...5) Jahre):
  1. Praenova: ein erheblicher Sternwind (10^(-18) g/sec) über Jahre bis Jahrzehnte verhindert eine Hüllenbildung, kontinuierliches Spektrum ohne Linien aber oft UV-Exzeß
  2. BV Puppis: kleine Helligkeitsausbrüche; Massefluß 10^(-16) g/sec; Scheibenmasse 10^(-10) Sonnenmassen
  3. U Gem: stabile Scheibe, quasiperiodische und intensivere Ausbrüche; Massefluß wieder 10^(-18) g/sec, Spektrum wie A- oder F-Stern
  4. Z Cha: häufigere Ausbrüche (bis alle zehn Tage); zunehmender Hüllenmasse
  5. UX UMa: fast ständig im Ausbruch; Scheibe mit 10^(-5) Sonnenmassen
  6. Nova
• explosionsartige thermonukleare Umwandlung von H in He an der Oberfläche des Weißen Zwergs
• Ausstoß von Gaswolken mit 1000 - 3000 km/s
• Amplitude 8 mag bis 15 mag
• Absorbtionslinien von H und ionisierten Metallen, später Emissionslinien von H, Fe, C, O und N
• Na: Helligkeitsabnahme über 3mag in 100 d, -8 bis -6Mag im Maximum
• Nb: Helligkeitsabnahme unter 3mag in 150 d, -5.4Mag im Maximum
• Nc: jahrelanges Maximum und sehr langsamer Abfall; -3.6Mag im Maximum vor der Nova langperiodische Schwankungen um 1 bis 2 mag; Ausbruch um 10 mag
• Nr: rekurrente Novae im Abstand von Jahrzehnten (Beispiel: T CrB)
• Nl: Nova-ähnliche (z.B. P Cyg ); zeigen scheinbar keine Ausbrüche, haben aber das Spektrum alter Novae; kleine Helligkeitsschwankungen
• Beispiele aktueller Novae: V1494 Aql / Nova 1999#2 und V723 Cas / Nova 1995

• flache Lichtwellen mit Amplitude < 2 mag
• IA: O7-G7; häufig Emissionslinien
• IB: Rote Riesen und Überriesen in 45-120 d mit Überlagerung einer kurz- und einer langperiodischen Welle
• IN: Orion-Veränderliche; in Nebeln; Hauptreihe und Unterriesen; jung
• INA (T Ori): IN mit Spektralklasse=B-A; plötzliche Algol-ähnliche Lichtwechsel
• INB: IN mit Spektralklasse=F-M; F manchmal plötzlich Algol-ähnlich; K-M manchmal Flares ( UVN )
• INT (T Tauri): Spektralklasse= F - M; Emissionen im Spektrum, das der Sonnenchromosphäre ähnelt
• IS (RW Aurigae): schnelle irreguläre Lichtwechsel mit 0.5 ... 1.0 mag in Stunden bis Tagen; kein Verbund mit Nebeln; ISA und ISB; kontinuierlicher Übergang zu Orion-Veränderlichen
• Wolf-Rayet: breite Emissionen von HeI, HeII, CII bis CIV, OII bis OV und NIII bus NV; irreguläre Lichtwechsel bis 0.1 mag

• Überriesen (hohe Leuchtkraft); absolute Helligkeit bei -4 bis -5 Mag
• Spektralklasse= F - K, R; wenig H, viel C und He
• (spektroskopische) Masse um 0.8 Sonnenmassen
• 34 bekannte Sterne (Stand 1996) --> Phasendauer 3 10^4 Jahre
• langsame, unregelmäßige Lichtkurve bis 1 mag Amplitude in Perioden von 40 bis 100 Tagen als Pulsation des Sterns
• plötzliche Helligkeitseinbrüche im visuellen Bereich von 1 mag bis 9 mag bis zu 100 Tage lang; Abstieg schneller als Anstieg
• im IR Amplitude um 2 mag in tausenden Tagen
• chronosphärische Aktivitäten
• Staubhülle (bei R CrB mit 20' Durchmesser)
• Ursache (vermutlich): Bildung einer kohlenstoffreichen Schicht innerhalb von zwei Sternradien (wegen häufigem Zusammenhang mit Pulsationsphase), die den Stern bei Beginn des Abfalls zu ca. 5 Prozent bedeckt
• bei R CrB obere Grenze der Minima-Abstände ca. 1500 Tage; semiperiodischer Wechsel der Minima-Abstände zwischen unter 500 Tage und über 500 Tage innerhalb von 1000 bis 2000 Tagen; mögliche Ursachen:
  1. magnetische Aktivitäten --> Bildung dunkler Flecken, über denen sich Staub bildet
  2. Änderung der Pulsationsperiode und -amplitude bestimmt Staubproduktion
• Beispiele: R CrB , RY Sgr , SU Tau , Z UMi