Eruptive Veränderliche

Diese Sterne steigern ihre Helligkeit in unregelmäßigen Abständen sehr stark in Form von Ausbrüchen, die auch Flares genannt werden.

UV-Ceti Sterne (Flaresterne)

Hauptvertreter ist der Stern UV-Ceti im Sternbild Walfisch. Hier handelt es sich um Rote Zwerge, die in unregelmäßigen Abständen ihre Helligkeit plötzlich erhöhen. Typisch sind Amplituden bis zu 3 mag, in einigen Fällen bis zu 5 mag. Man nennt sie daher auch Flare- oder Flackersterne.

R-Coronae-Borealis Sterne

Hauptvertreter ist der Stern R Coronae Borealis im Sternbild nördliche Krone. Bei diesen Sternen geht die Helligkeit in unregelmäßigen Abständen stark zurück. Die Einbrüche können bis zu 8 Größenklassen betragen. Zeitpunkt sowie Stärke dieser Minima sind nicht vorhersagbar. Da nur etwa 100 R-Coronae-Borealis Sterne dieser Art bekannt sind, handelt es sich um seltene Sterne.

Es handelt sich um gelbe Überriesen der Spektralklassen F und G, die wenig Wasserstoff und viel Kohlenstoff enthalten. Die Helligkeitsabfälle kommen dadurch zustande, dass der Stern zeitweise Wolken aus Ruß abstößt, welche zu Staub kondensieren und so das Licht des Sterns stark abschwächen. Nach einiger Zeit breiten sich diese Wolken weiter aus, der Staub wird dünner und die Lichtabschwächung geringer. Die abgestoßenen Wolken umhüllen aber nicht den gesamten Stern, sondern nur einen kleinen Teil. Befindet sich solch eine Staubwolke in der Sichtlinie zur Erde, kommt es zu einem Lichteinbruch. Während eines solchen Minimas wird der Stern auch deutlich röter.

Daneben zeigen R-Coronae-Borealis Sterne im normalen Licht halbregelmäßige Helligkeitsveränderungen von 0,1 bis 0,3 mag mit Perioden zwischen 40 und 100 Tagen. Im Infrarotbereich können diese Helligkeitsveränderungen auch zum Zeitpunkt eines Minimas beobachtet werden.

Es gibt verschiedene Theorien, wie R-Coronae-Borealis Sterne entstehen. Wenn bei einem Weißen Zwerg noch einmal die Heliumschicht zündet, könnte er sich zu einem Riesenstern aufblähen. Eine andere Möglichkeit geht von der Verschmelzung zwei Weißer Zwerge aus. Wenn bei einem Doppelstern zweimal eine Common Envelope Phase durchlaufen wird, nähern sich die beiden Weißen Zwerge an und verschmelzen zu einem Riesenstern.

Der Stern R Coronae Borealis hat eine scheinbare Helligkeit von 5,9 mag und kann unter dunklem Himmel gerade noch mit dem bloßem Auge erkannt werden. Mit einem Feldstecher ist er auf jedem Fall deutlich zu sehen. Die Minima können bis 14 mag erreichen, womit er in einem Feldstecher nicht mehr sichtbar wäre! Es lohnt sich also diesen Stern immer wieder mal mit einem Feldstecher anzusehen und auf seine Helligkeit zu achten.

• Ausführlichere Studie über RCB-Sterne

T-Tauri Sterne

Hauptvertreter ist der Stern T-Tauri im Sternbild Stier. Hier handelt es sich um sehr junge Sterne mit Massen zwischen 0,08 und 3 Sonnenmassen, die sich noch im Innern von großen Gaswolken befinden und im Hertzsprung-Russell Diagramm noch nicht auf der Hauptreihe liegen, sondern etwas oberhalb davon. Bei diesen jungen Sternen hat die Fusion von Wasserstoff in Helium noch nicht richtig eingesetzt. Sie sind daher noch nicht stabil und es kommt zeitweilig zu starken Helligkeitsausbrüchen.

Leuchtkräftige Blaue Veränderliche Sterne

Hauptvertreter ist der Stern S Doradus in der großen Magellanschen Wolke. Man bezeichnet diese Sterne auch mit der Abkürzung LBV, was aus dem englischen kommt und "luminous blue variable" bedeutet.

Die Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen Sterne sind die massivsten Sterne die wir kennen. Die meisten von ihnen gehören zu den Hyperriesen. Ihre Oberflächentemperaturen liegen zwischen 30.000 und 50.000 Kelvin. Sie gehören zur Spektralklasse O und leuchten daher deutlich bläulich. Diese Riesensterne sind innerlich nicht mehr richtig stabil. Sie pulsieren und stoßen dabei einen Teil ihrer äußeren Hülle in den Raum ab, der diese Sterne als Gaswolke umgibt. Ihr kurzes Leben dauert nur wenige Millionen Jahre.

Die Phase als Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher Stern dauert nicht länger als einige 10.000 Jahre. Am Ende ihres kurzen Lebens explodieren diese Hyperriesen als gewaltige Supernova oder Hypernova, wobei vermutlich ein schwarzes Loch zurückbleibt.

Weitere Leuchtkräftige Blaue Veränderliche sind der Stern Eta Carinae im Sternbild Carina oder P Cygni im Sternbild Schwan.

Wolf-Rayet Sterne

Dies sind die freigelegten Kerne von sehr massereichen Sternen zwischen 10 und 250 Sonnenmassen, die auf das Ende ihres Lebens zugehen. Sie wurden nach dem französischen Astronomen Charles Wolf (1827-1918) sowie Georges Rayet (1839-1906) benannt.

Wolf-Rayet Sterne werden in zwei Hauptgruppen eingeteilt:

• Typ WN: Emissionslinien von Helium und mehrfach ionisierten Stickstoff
• Typ WC: Emissionslinien von Sauerstoff und mehrfach ionisierten Kohlenstoff
• Typ WO: Untertyp von WC - Emissionslinien von Sauerstoff dominieren

Wolf-Rayet Sterne haben sehr starke Sternenwinde und verlieren dadurch viel Materie. In 10.000 Jahren können sie bis zu 1 Sonnenmasse verlieren. Dadurch kommt es bei ihnen zu Helligkeitsausbrüchen.

Gamma Cassiopeiae Sterne

Hier handelt es sich um Hauptreihensterne überwiegend der Spektralklasse B, die im Spektrum Emissionslinien zeigen und daher mit dem Zusatz "e" gekennzeichnet werden. Diese sogenannten Be-Sterne haben sehr hohe Rotationsgeschwindigkeiten bis 500 Kilometer pro Sekunde. Dadurch sind diese Sterne stark abgeplattet und es bilden sich dünne Hüllen um den Stern, sogenannte Pseudophotosphären, die sich am Äquator zeitweise zu einem Ring verdichten können. Dieser Ring hat eine geringere Rotationsgeschwindgkeit als die Oberfläche des Sterns. Auch kann es im Bereich des Äquators zu Abgabe von Materie in den Raum kommen.

Be-Sterne zeigen Helligkeitsausbrüche bis zu 2,5 mag. Diese Helligkeitsausbrüche und auch die Emissionslinien werden durch die Pseudophotosphären verursacht. Hauptvertreter ist der Stern Gamma im Sternbild Cassiopeia, dessen Helligkeit zwischen 1,6 und 3,4 mag schwankt.