Delta-Scuti-Stern

Delta-Scuti-Sterne sind pulsationsveränderliche Sterne der Spektralklassen A2 bis F8 und der Leuchtkraftklassen III bis V der Population I. Die Perioden liegen unterhalb von 0,3 Tagen und die Amplituden erreichen bis zu 0,8 Größenklassen, wobei meistens nur 0,02 mag erreicht werden. Die Delta-Scuti-Sterne wurden auch als Zwergcepheiden, AI-Velorium-Sterne oder RRs-Sterne bezeichnet.^[1]

Eigenschaften

Die Delta-Scuti-Sterne werden beobachtet mit Spektralklassen zwischen A2 und F8 und gehören zu den Leuchtkraftklassen III (Unterriesen) bis V (Hauptreihensterne). Es handelt sich um den Bereich des HR-Diagramms, in dem der Instabilitätsstreifen die Hauptreihe kreuzt. Ihre Massen liegen bei 1,5 bis 2,5 Sonnenmassen und Leuchtkräften zwischen dem 10 und 50-fachen der Sonne^[2]. Die Delta-Scuti-Sterne sind daher Sterne, die sich auf dem Weg zur Hauptreihe befinden, in der ruhigen Phase des Wasserstoffbrennens auf der Hauptreihe sind oder anfangen sich von der Hauptreihe in Richtung des Roten Riesenastes zu bewegen^[3].

Es sind sowohl radiale als auch nicht-radiale Pulsationen nachgewiesen worden. Alle Delta-Scuti-Sterne sind multiperiodisch und schwingen sowohl in der Grundschwingung als auch in diversen ausgewählten Oberschwingungen. Sie sind damit gute Ziele für asteroseismologische Untersuchungen um anhand der Schwingungsausbreitung den inneren Aufbau der Veränderlichen zu analysieren. Die Rückstellkraft bei den Schwingungen ist meistens der Druck, die sogenannten p-Modi, und nur selten die Gravitation in den g-Modi. Auch für diese pulsierenden Veränderlichen gibt es eine Perioden-Leuchtkraft-Beziehung, die für die Periode der Grundschwingung mit einer Genauigkeit von 0,1 mag gilt:

$ Mv=-3{,}725\cdot \log(p)-1{,}969 $

Die Pulsationen werden hauptsächlich über den Kappa-Mechanismus verursacht. Daneben kann aber auch eine stochastische Anregung durch die konvektive Bewegung in der Photosphäre eine Rolle spielen^[4].

Die GCVS-Systematikkürzel für Delta-Scuti-Sterne sind DSCT oder DSCTC, wobei die DSCTC-Sterne kleinere Amplituden und sinusförmige Lichtkurven haben. Die beiden Gruppen unterscheiden sich aber nicht durch irgendwelche weiteren physikalischen Eigenschaften. Eine separate Gruppe sind die seltenen HADS, die High Amplitude delta scuti stars mit Amplituden von mehr als 0,3 mag. Sie rotieren recht langsam mit Rotationsgeschwindigkeiten von weniger als 30 km/s. Sie pulsieren in ein oder zwei dominierenden radialen Moden, wobei genauere fotometrische Untersuchungen aber eine Vielzahl an weiteren nicht-radialen Schwingungen zeigen. Die HADS und die in der ersten Oberschwingung pulsierenden Cepheiden mit dem Subtyp DCEPS folgen derselben Perioden-Leuchtkraft-Beziehung, weshalb für die HADS auch der Begriff Zwergcepheide verwendet wird^[5]. Die Delta-Delphini-Sterne sind Delta-Scuti-Sterne mit meistens kleinen Amplituden. Die chemische Zusammensetzung der Sternoberfläche entspricht derjenigen der Am-Sterne mit ihrer erhöhten Häufigkeit an ausgewählten Metalllinien. Auch die chemisch pekulären Lambda-Bootis-Sterne können als Delta-Scuti-Sterne pulsieren. Auch die Ap-Sterne zeigen häufig Anzeichen für Pulsationslichtwechsel, der durch Delta-Scuti- und/oder Gamma-Doradus-Veränderlichkeit verursacht wird^[6].

Als Ursache der Pulsationen wird der Kappa-Mechanismus der einfach ionisierten Heliumzone vermutet. Die Amplitude der Delta-Scuti-Sterne ist korreliert mit der Rotationsdauer der Sterne. Je schneller der Stern rotiert desso besser ist auch seine Durchmischung und es befindet sich genügend Helium in der He⁺-Zone. Bei geringen Rotationsgeschwindigkeiten sinkt das Helium tiefer in den Stern, während gut das Licht absorbierende Metalle durch den Strahlungsdruck in die Photosphäre aufsteigen. Dies führt dazu, dass der Delta-Scuti-Stern spektral als ein milder Am-Stern erscheint und die Amplitude aufgrund des geringen Anteils an Helium in der He⁺-Zone verschwindend gering ausfällt^[7].

SX-Phoenix-Sterne

In der metallarmen Population II gibt es Sterne, die dieselben Schwingungen zeigen wie die Delta-Scuti-Sterne. Sie werden nach ihrem Prototypen als SX-Phoenix-Sterne bezeichnet. Ihre physikalischen Eigenschaften unterscheiden sich bis auf die Metallizität kaum mit Ausnahme der Amplitude, die meist einige Zehntel Größenklassen erreicht. Da auch die Masse der SX-Phoenix-Sterne zwischen 1,5 und 2,5 Sonnenmassen liegt muss es sich bei diesen Sternen um Blaue Nachzügler handeln. Dies liegt an der begrenzten Lebensdauer von Sternen mit 1,5 Sonnenmassen von nur einer Milliarde Jahre, während die Population II in der Milchstraße ungefähr 10 Milliarden Jahre alt ist. Bei den Blauen Nachzüglern ist dagegen ein Teil der Masse erst später von einem Begleiter in einem Doppelsternsystem transferiert worden und erst dann erreicht er die notwendige Masse, um als SX-Phoenix-Stern zu pulsieren.^[8]

Beispiele

Einzelnachweise