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2025-04-12T13:32:59Z

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'''Delta-Scuti-Sterne''' sind [[Pulsationsveränderlicher Stern|pulsationsveränderliche Sterne]] der [[Population (Astronomie)|Population I]]. Die Delta-Scuti-Sterne wurden auch als '''Zwergcepheiden''', AI-Velorium-Sterne oder RRs-Sterne bezeichnet.<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>

== Eigenschaften ==
=== Spektrum ===
Die Delta-Scuti-Sterne werden beobachtet mit Spektralklassen zwischen A0 und F8 und gehören zu den [[Leuchtkraftklasse]]n III ([[Unterriese]]n) bis V ([[Hauptreihe]]nsterne). Es handelt sich um den Bereich des [[HR-Diagramm]]s, in dem der [[Instabilitätsstreifen]] die Hauptreihe kreuzt.

=== Pulsationen ===
Die Perioden liegen unterhalb von 0,3 Tagen und die [[Amplitude]]n erreichen bis zu 0,8 [[Scheinbare Helligkeit|Größenklassen]], wobei meistens nur 0,02 mag erreicht werden.
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 [[Harmonische|Oberschwingungen]]. Sie sind damit gute Ziele für [[Asteroseismologie|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:

:<math>Mv = - 3{,}725 \cdot \log(p) - 1{,}969</math>

Die Pulsationen werden hauptsächlich über den [[Kappa-Mechanismus]] verursacht. Daneben kann aber auch eine [[Stochastik|stochastische]] Anregung durch die konvektive Bewegung in der [[Photosphäre]] eine Rolle spielen<ref>{{Literatur |Autor=K. M. Hambleton et al. |Titel=KIC 4544587: an Eccentric, Short Period Binary System with δ Sct Pulsations and Tidally Excited Modes |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1306.1819v1}}</ref>.

==== Ursache der Pulsationen ====
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, desto 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 das Licht gut 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<ref>{{Literatur |Autor=C. Aerts (Author), J. Christensen-Dalsgaard (Author), D. W. Kurtz (Author) |Titel=Asteroseismology (Astronomy and Astrophysics Library) |Verlag=Springer Verlag |Ort=Berlin |Datum=2010 |ISBN=978-1-4020-5178-4}}</ref>.

=== Untergruppen ===
Die [[General Catalogue of Variable Stars|GCVS]]-Systematikkürzel für Delta-Scuti-Sterne sind DSCT oder DSCTC, wobei die DSCTC-Sterne kleinere Amplituden und sinusförmige [[Lichtkurve]]n 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 [[Cepheiden#DCEPS|DCEPS]] folgen derselben Perioden-Leuchtkraft-Beziehung, weshalb für die HADS auch der Begriff Zwergcepheide verwendet wird<ref>{{Literatur |Autor=C. Ulusoy et al. |Titel=Mode identification in the high-amplitude delta Scuti star V2367Cyg |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1210.7147}}</ref>. Die ''Delta-Delphini-Sterne'' sind Delta-Scuti-Sterne mit meistens kleinen Amplituden. Die chemische Zusammensetzung der [[Sternoberfläche]] entspricht derjenigen der [[Am-Stern]]e mit ihrer erhöhten Häufigkeit an ausgewählten Metalllinien. Auch die chemisch pekuliären [[Lambda-Bootis-Stern]]e können als Delta-Scuti-Sterne pulsieren. Auch die [[Ap-Stern]]e zeigen häufig Anzeichen für Pulsationslichtwechsel, der durch Delta-Scuti- und/oder [[Gamma-Doradus-Stern|Gamma-Doradus-Veränderlichkeit]] verursacht wird<ref>{{Literatur |Autor=Seo-Won Chang et al. |Titel=Statistical Properties of Galactic δ Scuti Stars: Revisited |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1303.1031v1}}</ref>.

=== Vorkommen in Sternkatalogen ===
Der [[General Catalogue of Variable Stars]] listet aktuell etwa 700 Sterne mit dem Kürzel ''DSCT'' oder ''DSCTC'', womit etwas über 1 % aller Sterne in diesem Katalog zur Klasse der Delta-Scuti-Sterne gezählt werden.<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=2019-05-09}}</ref>

== Entwicklung ==
Die Massen der Delta-Scuti-Sterne liegen bei 1,5 bis 2,5 [[Sonnenmasse]]n und Leuchtkräften zwischen dem 10 und 50-fachen der Sonne<ref>{{Literatur |Autor=Niu Jia-Shu, Fu Jian-Ning, Zong Wei-Kai |Titel=Pulsation Analysis of the High Amplitude δ Scuti Star CW Serpentis |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1304.4033v1}}</ref>. Die Delta-Scuti-Sterne können sich daher in verschiedenen [[Sternentwicklung|Entwicklungsstadien]] befinden. Sie können sich auf dem Weg zur Hauptreihe befinden, in der ruhigen Phase des [[Wasserstoffbrennen]]s auf der Hauptreihe sein oder anfangen, sich von der Hauptreihe in Richtung des [[Roter Riese|Roten Riesenastes]] zu bewegen<ref>{{Literatur |Autor=John R. Percy |Titel=Understanding Variable Stars |Verlag=Cambridge University Press |Ort=Cambridge |Datum=2007 |ISBN=978-0-521-23253-1}}</ref>.

== 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 [[SX Phoenicis]] 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 [[Doppelstern]]system transferiert worden und erst dann erreicht er die notwendige Masse, um als SX-Phoenix-Stern zu pulsieren.<ref>{{Literatur |Autor=A. Arellano Ferro, R. Figuera Jaimes, Sunetra Giridhar, D.M. Bramich, J.V. Hernandez Santisteban, K. Kuppuswamy |Titel=Exploring the variable stars in the globular cluster NGC5024 (M53): New RR Lyrae and SX Phoenicis stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1106.1880}}</ref>

=== Vorkommen in Sternkatalogen ===
Die SX-Phoenix-Sterne sind deutlich seltener als die Delta-Scuti-Sterne und der [[General Catalogue of Variable Stars]] listet aktuell lediglich etwa 40 Sterne mit dem Kürzel ''SXPHE'', womit nur knapp 0,1 % aller Sterne in diesem Katalog zur Klasse der SX-Phoenix-Sterne gezählt werden.<ref name="GCVS1" />

== Beispiele ==
{| class="wikitable"
|+ Beispiele für Delta-Scuti-Sterne<ref>[http://www.alcyone.de/SIT/bsc/index.html Variables of δ Scuti type (Alcyone)]</ref>
|- class="hintergrundfarbe5" style="text-align:center"
!Name !![[Bayer-Bezeichnung]]!![[Spektralklasse]]!![[Scheinbare Helligkeit]] (Maximum)!!Amplitude (mag)!!Periode (Tage)
|-
| [[Wega]]|| [[Alpha Lyrae]]||style="text-align:center" bgcolor="#ffffff"|A0 V||style="text-align:center"|−0,02||style="text-align:center"|0,07||style="text-align:center"|0,19
|-
| [[Denebola]] ||[[Beta Leonis]]||style="text-align:center" bgcolor="#ffffff"|A3 V||style="text-align:center"|2,14||style="text-align:center"|0,025||style="text-align:center"|-
|-
| [[Caph]] ||[[Beta Cassiopeiae]]||style="text-align:center" bgcolor="#ffffcc"|F2 III-IV||style="text-align:center"|2,25||style="text-align:center"|0,06||style="text-align:center"|0,1043
|-
| ||[[Rho Puppis]]||style="text-align:center" bgcolor="#ffff88"|F6 IIp||style="text-align:center"|2,68||style="text-align:center"|0,19||style="text-align:center"|0,14088
|-
| [[Seginus]] ||[[Gamma Bootis]]||style="text-align:center" bgcolor="#ffffff"|A7 III||style="text-align:center"|3,02||style="text-align:center"|0,05||style="text-align:center"|0,2903
|-
| [[Pherkad]] ||[[Gamma Ursae Minoris]]||style="text-align:center" bgcolor="#ffffff"|A3 II-III||style="text-align:center"|3,04||style="text-align:center"|0,05||style="text-align:center"|0,1430
|-
| ||[[Theta2 Tauri]]||style="text-align:center" bgcolor="#ffffff"|A7 III||style="text-align:center"|3,35||style="text-align:center"|0,07||style="text-align:center"|0,0756
|-
| ||[[Tau Cygni]]||style="text-align:center" bgcolor="#ffffee"|F0 IV||style="text-align:center"|3,65||style="text-align:center"|0,10||style="text-align:center"|-
|-
| ||[[Ypsilon Ursae Majoris]]||style="text-align:center" bgcolor="#ffffcc"|F2 IV||style="text-align:center"|3,68||style="text-align:center"|0,18||style="text-align:center"|0,1327
|-
| ||[[Gamma Coronae Borealis]]||style="text-align:center" bgcolor="#ffffff"|A0 IV||style="text-align:center"|3,8||style="text-align:center"|0,06||style="text-align:center"|0,03
|-
| style="text-align:left"| ||style="text-align:left"|[[Rho1 Sagittarii]]||style="text-align:center" bgcolor="#ffffee"|F0 IV-V||style="text-align:center"|3,9||style="text-align:center"|0,04||style="text-align:center"|0,05
|-
| [[Phicares]]||[[Epsilon Cephei]]||style="text-align:center" bgcolor="#ffffee"|F0 IV||style="text-align:center"|4,15||style="text-align:center"|0,06||style="text-align:center"|0,0412
|-
| ||[[Delta Serpentis]]||style="text-align:center" bgcolor="#ffffee"|F0 IV||style="text-align:center"|4,23||style="text-align:center"|0,04||style="text-align:center"|0,134
|-
| ||[[Delta Delphini]]||style="text-align:center" bgcolor="#ffffee"|F0 IV||style="text-align:center"|4,38||style="text-align:center"|0,11||style="text-align:center"|-
|-
| ||[[Delta Scuti]]||style="text-align:center" bgcolor="#ffffbb"|F3 IIIp||style="text-align:center"|4,6||style="text-align:center"|0,19||style="text-align:center"|0,19377
|}

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Sternklasse der Pulsationsveränderlichen Sterne]]

Delta-Scuti-Stern - Versionsgeschichte

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