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2022-10-14T05:34:11Z

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'''Alpha-Cygni-Sterne''' sind [[Pulsationsveränderlicher Stern|pulsationsveränderliche Sterne]]. Der Prototyp dieser Sterne ist [[Deneb]] (α Cygni). Er zeigt Schwankungen der [[Scheinbare Helligkeit|scheinbaren Helligkeit]] von +1,21 bis +1,29 mag. Einige der hellsten Sterne am Nachthimmel gehören zu dieser massereichen [[Sternklasse]].

== Eigenschaften ==
=== Spektrum ===
Die Alpha-Cygni-Sterne sind [[Riesenstern|Überriesen]] der [[Spektralklasse]] spätes B oder A.

=== Pulsationen ===
Die Alpha-Cygni-Sterne zeigen in den [[Lichtkurve]]n [[Periode (Physik)|Perioden]] zwischen 10 und 100 Tagen. Die [[Amplitude]] der Helligkeitsschwankungen liegt im Bereich von 0,01 bis 0,1 [[Scheinbare Helligkeit|mag]] und ist bei jedem intensiv beobachteten Alpha-Cygni-Stern multiperiodisch. Die Helligkeitsänderungen gehen einher mit einer Veränderung im Muster der [[Spektrallinie #Absorptionslinie|Absorptionslinien]].

==== Ursache der Pulsationen ====
Die Periodenwerte sind für [[Pulsationsveränderlicher Stern|radiale Pulsationen]] zu lang. Für die Gründe der Veränderlichkeit werden stattdessen folgende Ursachen diskutiert:
* Die langen Perioden in der Größenordnung von Monaten bei Alpha-Cygni-Sternen könnten durch den [[Epsilon-Mechanismus]] angeregt sein, während die kurzen Perioden mit einer Länge von Tagen bis Wochen durch den konventionellen [[Kappa-Mechanismus]] gesteuert werden. Der Epsilon-Mechanismus beruht auf einer Schwankung der Energieerzeugung durch [[Kernreaktion]]en. Bei den Alpha-Cygni-Sternen liegt eine Schale mit aktiven [[Wasserstoffbrennen]] in einer Zone mit Energietransport durch Strahlung, die für Instabilität empfindlich sein könnte<ref>{{Literatur |Autor=Ehsan Moravveji, Andres Moya, and Edward F. Guinan |Titel=ASTEROSEISMOLOGY OF THE NEARBY SN-II PROGENITOR RIGEL PART II. EPSILON-MECHANISM TRIGGERING GRAVITY-MODE PULSATIONS? |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1202.1836}}</ref>.
* In Sternen mit über 40 [[Sonnenmasse]]n können nicht-radiale Pulsationen auftreten und zu ''strange-modes'' führen. Diese treten in den Zonen erhöhter [[Opazität]] auf, wie der zweiten [[Ionisation]]s<nowiki />stufe des Heliums, und werden bei Sternen nicht weit entfernt von der [[Eddington-Grenze]] angeregt. Allerdings ist die berechnete Amplitude der ''strange-modes'' erheblich größer als bei Alpha-Cygni-Sternen beobachtet.<ref>{{Literatur |Autor=Aerts, C., Christensen-Dalsgaard, J., Kurtz, D. W. |Titel=Asteroseismology |Verlag=Springer Verlag |Ort=new York |Datum=2010 |ISBN=978-1-4020-5178-4}}</ref>

=== Vorkommen in Sternkatalogen ===
Der [[General Catalogue of Variable Stars]] listet aktuell etwa 60 Sterne mit dem Kürzel ''ACYG'', womit etwas über 0,1 % aller Sterne in diesem Katalog zur Klasse der Alpha-Cygni-Sterne gezählt werden. Bei einer ähnlichen Anzahl wird die Zugehörigkeit zu den Alpha-Cygni-Sternen vermutet.<ref name="GCVS1">{{Internetquelle |url=http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/vartype.htm |titel=Variability types General Catalogue of Variable Stars, Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia |abruf=2019-05-12}}</ref>

== Entwicklung ==
Die Alpha-Cygni-Sterne sind mit mindestens 10 [[Sonnenmasse]]n sehr massereich. Damit sind so massereich, dass sie im Laufe ihrer weiteren Entwicklung als [[Supernova#Kernkollaps|Kernkollaps-Supernova]] explodieren werden.<ref>{{Literatur |Autor=[[Cuno Hoffmeister]], G. Richter, W. Wenzel |Titel=Veränderliche Sterne |Verlag=J. A. Barth Verlag |Ort=Leipzig |Datum=1990 |ISBN=3-335-00224-5}}</ref>
Während der Entwicklung massiver Sterne gibt es zwei Phasen, wenn sie im [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]] den [[Instabilitätsstreifen]] kreuzen:
* Einmal kurz nach der [[Hauptreihe]]nphase wandern die Sterne schnell durch den Instabilitätsstreifen und entwickeln sich danach zu einem [[Roter Überriese|Roten Überriesen]], wobei sie in diesem Stadium viel Masse verlieren.
* Durch den starken Massenverlust bewegen sich die [[heliumbrennen]]den Sterne im HR-Diagramm wieder nach links und kommen erneut in den Bereich des Instabilitätsstreifens für [[Überriese]]n.
Allerdings scheint die Alpha-Cygni-Veränderlichkeit nur während der zweiten Phase aufzutreten, da nach Simulationsrechnungen durch den Verlust der äußeren Hüllen die Bedingungen entstanden sind, in denen Pulsationen angeregt werden können. Diese theoretischen Berechnungen hängen aber stark ab von nur schwer zu modellierenden Annahmen über die interne Vermischung und die Stärke des [[Sternwind]]s.<ref>{{Literatur |Autor=Hideyuki Saio, Cyril Georgy, Georges Meynet |Titel=Evolution of blue supergiants and αCygni variables; Puzzling CNO surface abundances |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1305.2474v1}}</ref>

== Beispiele ==
* [[Deneb|Deneb A (Alpha Cygni)]], [[Rigel]], [[Alnilam]], [[Aludra]], [[6 Cassiopeiae]], [[Wezen]]

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Sternklasse der Riesensterne]]
[[Kategorie:Sternklasse der Pulsationsveränderlichen Sterne]]

Alpha-Cygni-Stern - Versionsgeschichte

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