Pulserende sterren

Pulserende sterren zijn veranderlijke sterren. Ze veranderen van helderheid doordat ze afwisselend opzwellen en weer in krimpen. Dit groter en kleiner worden noemen we pulseren.

Pulserende veranderlijke sterren worden weer onderverdeeld in negen verschillende typen. Het zijn: Langperiodieke Cepheïden zijn genoemd naar de ster Delta in het sterrenbeeld Cepheus (b Cephei). De helderheid van b Cephei verandert van magnitude 3,8 tot 4,6. Zoals bij alle pulserende sterren komt dit doordat de ster opzwelt en inkrimpt. Om één keer op te zwellen en weer in te krimpen heeft b Cephei 5,4 dagen nodig. Dat is dan ook de periode van deze ster. De helderheid van deze ster neemt sneller toe dan dat ze afneemt. b Cephei heeft ruim 2 dagen nodig om van zijn minimum in zijn maximum te komen. Daarna duurt het ongeveer 3 dagen voordat de ster opnieuw zijn minimum bereikt.

Door het uitzetten en inkrimpen van pulserende sterren verandert ook de temperatuur. Als de temperatuur aan het oppervlak van de ster het grootst is, straalt de ster het meeste licht uit. De helderheid is dan ook het grootst: De ster staat in zijn maximum. Tijdens het maximum is de temperatuur van b Cephei ongeveer duizend graden hoger dan tijdens het minimum. In het minimum is de temperatuur het laagst. De ster straalt dan ook het minste licht uit.

Doordat de temperatuur verandert, verandert bovendien de kleur van de ster. Tijdens het maximum is de kleur wat witter dan normaal. Tijdens het minimum is de kleur meer geelachtig of oranje. Door het pulseren verandert een Cepheïde ook nog voortdurend van grootte. Halverwege het minimum en maximum is zo'n ster het grootst. Halverwege het maximum en minimum het kleinst.

Alle Cepheïden zijn superreuzen. Dat zijn hele grote sterren met een geweldige lichtkracht. Zo heeft de ster b Cephei een middellijn van gemiddeld 47 miljoen kilometer. Dat is ongeveer 36 keer zo groot dan de middellijn van de zon! Er bestaat een verband tussen de periode en de absolute
magnitude van Cepheïden. Dat ontdekte Henriëtte Leavitt in 1912. De periode is de tijd die een veranderlijke ster nodig heeft om vanaf het moment van grootste helderheid opnieuw het maximum te bereiken. De absolute magnitude geeft de werkelijke lichtkracht van de ster aan. Het is de helderheid die een ster zou hebben als hij op een afstand van 10 parsec zou staan. Dat is 32,6 lichtjaar, want een afstand van één parsec is gelijk aan 3,26 lichtjaar.

Henriëtta Leavitt ontdekte dat hoe langer de periode van een Cepheïde is, des te groter ook zijn werkelijke licht kracht is. Dit verband tussen periode en absolute helderheid wordt de Cepheïdenwet genoemd. Ook de naam periode-lichtkracht wet wordt veel gebruikt. Met de periode-lichtkracht-wet kunnen sterrenkundigen heel gemakkelijk de absolute helder heid te weten komen als de periode bekend is. En omdat ze de schijnbare magnitude van de ster weten, is het ook mogelijk de afstand te berekenen. Cepheïden zijn dan ook heel erg belangrijk voor afstandsbepaling in het heelal.

Tot 1952 dachten de sterrenkundigen dat de Cepheïdenwet voor alle Cepheïden zou gelden. Maar in dat jaar ontdekte Walter Baade dat er eigenlijk twee soorten Cepheïden zijn.

Ze hebben beide hun eigen periode-lichtkracht-wet. Sinds dien hebben we het over Cepheïden I en Cepheïden II. De ster b Cephei is het bekendste voorbeeld van de groep Cepheïden I. Ze worden ook wel klassieke Cepheïden genoemd.

Ze zijn immers het langst bekend. De ster W Virginis in het sterrenbeeld Maagd is een bekend voorbeeld van de groep Cepheïden II. Daarom worden de sterren van deze groep vaak W-Virginis-sterren genoemd.

De klassieke Cepheïden stralen meer licht uit dan de W Virginis-sterren. Gemiddeld is het helderheidsverschil ongeveer 1,4 magnituden bij sterren van dezelfde periode.

W Virginis-sterren veranderen wat minder regelmatig van helderheid dan klassieke Cepheïden.

Hieronder (excuses - figuur ontbeekt nog , red.) laten we je het verband zien tussen de periode en de lichtkracht van klassieke Cepheïden. Naast de periode vind je de absolute magnitude (M). De periode is in dagen aangegeven.

Klassieke Cepheïden komen vooral voor in de platte schijf van ons melkwegstelsel. W Virginis-sterren komen ook vaak daarbuiten voor.

RR Lyrae-sterren lijken eigenlijk veel op Cepheïden. Alleen geldt voor deze groep pulserende veranderlijke sterren niet dat een grotere periode ook een grotere lichtkracht betekent.

Alle RR Lyrae-sterren hebben ongeveer dezelfde lichtkracht: zo'n 50 tot 65 keer de lichtkracht van de zon. De periode van deze sterren is veel korter dan de periode van de Cepheïden.

Bij Cepheïden is de periode meestal een vrij groot aantal dagen. Bij de RR Lyrae-sterren ligt de periode tussen één uur en één dag! Ze worden daarom wel eens kortperiodieke Cepheïden genoemd.

RR Lyrae-sterren komen overal in ons melkwegstelsel voor.

Er zijn er echter veel gevonden in bolvormige sterrenhopen.

Daarom worden ze ook wel clusterveranderlijken genoemd.

Cluster is een Engels woord voor sterrenhoop. De sterren in een bolvormige sterrenhoop staan allemaal ongeveer even ver weg. Als alle RR Lyrae-sterren ongeveer dezelfde licht kracht hebben, moet de schijnbare helderheid van dit type sterren in zo'n bolhoop ongeveer hetzelfde zijn. Dit klopt ook uitstekend. In de bolvormige sterrenhoop Omega Centauri hebben alle RR Lyrae-sterren een schijnbare magnitude van ongeveer 14,6. In de bolvormige sterrenhoop M 3 in het sterrenbeeld Jachthonden hebben ze een schijnbare magnitude van ongeveer 15,7. De bolvormige sterrenhoop M3 staat dan ook verder weg dan Omega Centauri. RR Lyrae-sterren zijn daarom goed te gebruiken bij afstandsbepaling in het heelal.

De ster RR Lyrae is de helderste ster van dit type. Hij werd in 1901 ontdekt op de Harvard-sterrenwacht. In 0,57 dagen verandert de helderheid van magnitude 7,1 tot 8,0.

Over het algemeen hebben RR Lyrae-sterren een wat hogere oppervlakte-temperatuur dan Cepheïden. Cepheïden zijn oranje of geel van kleur. Ze hebben een oppervlakte-temperatuur van ongeveer 4500 tot 7000 graden. RR Lyrae-sterren zijn geel of wit. Hun oppervlakte-temperatuur ligt tussen 8000 en 10.000 graden.

Delta Scuti-sterren zijn genoemd naar de ster Delta (d) in het sterrenbeeld Schild. Scutum is de Latijnse naam van dit sterrenbeeld. d Scuti was de eerste ster van dit type dat ontdekt werd. Delta Scuti-sterren lijken veel op RR Lyrae sterren. Wel is het verschil tussen grootste en kleinste helderheid veel kleiner dan bij RR Lyrae-sterren. Ook het pulseren gaat bij deze sterren veel sneller. Sterren van het d Scuti-type hebben dan ook een zeer korte periode: meestal minder dan één uur.

Over het algemeen hebben d Scuti-sterren een wit-gele kleur. De temperatuur aan het oppervlak van deze sterren bedraagt ongeveer 8000 graden. Er zijn niet zo erg veel sterren van dit type bekend. d Scuti zelf varieert in helderheid van magnitude 4,7 tot 4,8. Je ziet dat het helderheidsverschil tussen maximum en minimum maar erg klein is. Het duurde niet voor niets tot 1935 alvorens ontdekt werd dat het een veranderlijke ster was. De periode bedraagt 0,19 dagen. Dat is minder dan 5 uur!
De volgende groep pulserende veranderlijke sterren waar we je iets over vertellen zijn de Beta Canis Majoris-sterren. Ze worden ook wel Beta Cephei-sterren genoemd.

Beide namen kun je tegen komen want ze worden vaak door elkaar gebruikt. Het gaat echter om hetzelfde type pulserende sterren. Beta (b) Canis Majoris is de op één na helderste ster van het sterrenbeeld Grote Hond. In het Latijn het dit sterrenbeeld Canis Major.

Bij Beta Canis Majoris-sterren is het verschil tussen maximum en minimum (dus tussen grootste en kleinste helderheid) niet erg groot. Overigens wordt het verschil tussen grootste en kleinste helderheid amplitude genoemd.

BŠta Canis Majoris-sterren hebben drie tot tien uur nodig om één keer uit te zetten en weer in te krimpen.

De sterren van dit type zijn erg heet. Hun oppervlakte temperatuur ligt in de buurt van de 15 tot 20.000 graden.

Ze hebben dan ook een blauwwitte kleur.

Langperiodieke veranderlijke sterren of Mira-sterren zijn allemaal rode superreuzen. Ze hebben middellijnen die honderden keren groter zijn dan de middellijn van de zon. Zo is de ster Mira (in het sterrenbeeld Walvis) zelf 700 keer groter dan onze zon! De periode van Mira-sterren is veel groter dan die van de typen die we hiervoor besproken hebben. Ook het verschil tussen grootste en kleinste helderheid (de amplitude) is veel groter. Voor Mira-sterren bedraagt deze amplitude gemiddeld ongeveer 5 magnituden. Dat betekent dat een Mira-ster tijdens het maximum ongeveer honderd keer zo veel licht uitstraalt dan tijdens het minimum. De periode van Mira-sterren ligt meestal tussen de 250 en 350 dagen.

Dus iets minder dan een jaar. Sommige Mira-sterren hebben echter een periode die wat langer of juist wat korter is.

Mira zelf is de bekendste langperiodieke veranderlijke ster. Tijdens het maximum kun je de ster gemakkelijk zonder kijker zien. De schijnbare helderheid kan dan magnitude 2 worden. Mira is dan ongeveer net zo helder als de Poolster. Maar vaak wordt de ster tijdens het maximum niet helderder dan magnitude 3 of 4. Het minimum ligt bij Mira ongeveer bij magnitude 10.

Tijdens het minimum bedraagt de hoogste oppervlakte temperatuur van Mira slechts ongeveer 1900°C. Maar als de ster zijn grootste helderheid bereikt is deze temperatuur tot ongeveer 2600°C gestegen. Uit dit verschil in temperatuur kunnen de sterrenkundigen bere kenen dat Mira tijdens het maximum 3x keer zoveel energie uitstraalt dan tijdens het minimum. Toch is het verschil tussen grootste en kleinste helderheid bij Mira zo'n 6« magnitude. Mira is tijdens het maximum dus ongeveer vijfhonderd keer zo helder dan tijdens het minimum. Hoe kan dat, als hij toch maar 3x keer zo veel energie uit straalt? Wel, als de ster zijn hoogste temperatuur heeft bereikt, straalt hij voornamelijk zichtbaar licht uit.

Bij zijn laagste temperatuur wordt er voornamelijk infra rode straling uitgezonden. Infrarood-straling is warmte straling. Die kunnen wij niet zien. Daardoor lijkt de ster veel minder straling uit te zenden dan in werkelijk heid het geval is.

Mira-sterren of langperiodieke veranderlijke sterren vormen verreweg de grootste groep pulserende veranderlijke sterren. Maar het helderheidsverloop van deze sterren is over het algemeen lang niet zo gelijkmatig als bij de typen die we tot nu toe besproken hebben.

Halfregelmatigen zijn ook pulserende rode reuzen of rode superreuzen. Hun helderheidsverloop is echter veel minder regelmatig. Enkele bekende voorbeelden van halfregelmatigen zijn de sterren Antares in het sterrenbeeld Schorpioen, Betelgeuze in Orion en m (de Griekse letter Mu) Cepheus.

W. Herschel gaf æ Cepheus de naam «granaatster» vanwege zijn helderrode kleur. In totaal zijn er meer dan 2200 veranderlijken van dit type bekend.

RV Tauri-sterren zijn over het algemeen gele sterren die vrij veel licht uitstralen. Ze zijn genoemd naar de ster RV Tauri in het sterrenbeeld Stier. De Latijnse naam van dit sterrenbeeld is Taurus.

De periode van RV Tauri-sterren ligt tussen de 50 en 150 dagen. In die tijd veranderen ze ongeveer drie magnituden in helderheid. Opvallend bij deze sterren is dat de ster de ene keer in het minimum zwakker is dan de andere keer.

Peculiaire A-sterren of Ap-sterren hebben een periode van 1 tot 25 dagen. De amplitude bedraagt slechts 0,1 of 0,2 magnituden. Opvallend bij dit type veranderlijke sterren is dat de intensiteit van de lijnen in het spectrum in dezelfde periode verandert. Bovendien ver andert ook vaak de magnetische veldsterkte van de ster. Ook dat kunnen we uit het spectrum van de ster te weten komen. Er zijn meer dan honderd peculiaire A-sterren bekend. De bekendste is de ster Alfa (a) Canum Venaticorum.

Canes Venatici is de Latijnse naam van het sterrenbeeld Jachthonden.

Weet je waar de naam van dit type pulserende sterren van daan komt? Wel, A-sterren zijn gewone sterren, geel-wit van kleur, behoorlijk heet en met duidelijke waterstoflijnen in het spectrum. Toen er A-sterren werden ontdekt die van helderheid veranderden en waarbij ook de intensiteit van de spectraallijnen wisselde, noemde men deze sterren peculiair. Dat is een moeilijk woord dat «vreemd» betekent.

Vreemde A-sterren dus. En Ap-sterren (spreek uit: A-p-ster ren) is gewoon een afkorting van peculiaire A-sterren.

De laatste groep pulserende veranderlijke sterren zijn de onregelmatig veranderlijke sterren. Zoals de naam al aan geeft is er bij dit type helemaal geen regelmaat in de helderheidsveranderingen. Alle onregelmatig veranderlijke sterren zijn reuzen of superreuzen. Het verschil tussen de grootste en kleinste helderheid bedraagt nooit meer dan twee magnituden. Meestal is de amplitude veel kleiner, namelijk een halve magnitude. We kennen tot dusver ongeveer 1700 onregelmatig veranderlijke sterren. Een van de bekendste voorbeelden van een onregelmatig veranderlijke ster is RW Aurigae in het sterrenbeeld Voerman.