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2023-02-27T08:44:32Z

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Bei '''rotationsveränderlichen Sternen''' wird die [[Helligkeit]]sänderung moduliert von der [[Rotation (Physik)|Rotation]] eines Sterns oder der Umlaufdauer in einem [[Doppelsternsystem]].

Gründe für die Helligkeitsänderungen können entweder ellipsoidisch deformierte Komponenten enger [[Doppelstern]]e sein oder das Auftreten einer ungleichmäßigen Helligkeitsverteilung auf der [[Sternoberfläche]]. Dies kann verursacht werden durch
* [[Sternfleck]]en wie bei den [[Sonnenfleck]]en
* unterschiedliche Temperaturverteilung
* unterschiedliche chemische Verteilung<ref>[http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/iii/vartype.txt Definition veränderlicher Sterne im GCVS]</ref>

== Untergruppen ==
* Bei [[Ellipsoid veränderlicher Stern|ellipsoiden Veränderlichen]] handelt es sich um enge [[Doppelsternsystem]]e, bei denen sich die Komponenten aufgrund ihrer Nähe unter [[Gravitation|gravitativen]] Einfluss [[ellipsoid]] verformt haben. Wegen der [[Bahnbewegung]] des Doppelsternsystems sehen wir von der Erde eine unterschiedlich große Fläche der Sterne und dies führt zu einem geringen Lichtwechsel von weniger als 0,1 [[Scheinbare Helligkeit|mag]].
* Reflexionsveränderliche Sterne sind ebenfalls [[Doppelsternsystem]]e, bei denen der Lichtwechsel überwiegend eine Folge der Erwärmung der einander zugewandten [[Kugel#Kugelschnitte|Hemisphäre]]n der Sterne sind.
* [[Alpha2-Canum-Venaticorum-Stern|Alpha<sup>2</sup>-Canum-Venaticorum-Veränderliche]] sind [[Hauptreihe]]nsterne mit den [[Spektraltyp]]en B8p-A7p. Sie zeigen ein starkes Magnetfeld von einigen Tausend [[Gauß (Einheit)|Gauß]], welches im Laufe der Rotation des Sterns aus Sicht der Erde variiert. Der geringe Lichtwechsel von maximal 0,1 mag ist eine Folge einer chemischen Anreicherung von [[Silizium]], [[Chrom]] und [[Seltene Erden|seltenen Erden]] rund um die [[Pol (Geomagnetismus)|Pole]] des Magnetfelds.
* [[BY-Draconis-Stern]]e sind späte [[Zwergstern|Zwerge]] mit [[Emissionslinie]]n bei einem [[Spektraltyp]] von dKe bis dMe. Sie zeigen quasiperiodischen Lichtwechsel mit Zyklenlängen von 0,2 bis 100 Tagen bei einer [[Amplitude]] von bis zu 0,5 mag. Die Veränderlichkeit ist eine Folge von Sternflecken und [[Sonnenaktivität|chromosphärischer Aktivität]] aufgrund schneller Rotation. Bei BY-Draconis-Sternen sind auch [[Sonneneruption|Flares]] wie bei den [[UV-Ceti-Stern]]en beobachtet worden.
* Die [[FK-Comae-Berenices-Stern]]e sind schnell rotierende Veränderliche mit ungleichmäßiger Oberflächenhelligkeit bei einem Spektraltyp von G bis K. Das [[Emissionsspektrum|Spektrum]] wird dominiert von [[Kalzium]]- und [[Wasserstofflinie]]n in Emission. Wahrscheinlich handelt es sich um Einzelsterne, die erst kürzlich aus einer Verschmelzung eines engen Doppelsternsystems hervorgegangen sind und bei denen das Magnetfeld noch nicht die Zeit hatte die Rotation zu verlangsamen. Die Rotationsdauer und die Periode der Helligkeitsänderungen liegen bei weniger als 5 Tagen.
* [[Pulsar]]e sind schnell rotierende [[Neutronenstern]]e mit einem starken Magnetfeld. Die Rotationsdauer liegt zwischen 0,01 und einigen Sekunden. Bei jungen Pulsaren reicht das Magnetfeld aus um [[Elektron]]en aus der Kruste des Neutronensterns zu reißen und entlang der Magnetfeldlinien zu beschleunigen. Dabei wird [[Synchrotronstrahlung]] in die Bewegungsrichtung der Elektronen abgegeben und der Beobachter nimmt eine 'gepulste' Strahlung mit der halben Periode der Rotationsdauer des Neutronensterns wahr.
* Bei den [[SX-Arietis-Stern]]en handelt es sich um frühe [[Hauptreihe]]nsterne mit einer Spektralklasse B0p bis B9p. Die auch Heliumveränderliche genannten Sterne zeigen eine variable [[Intensität (Physik)|Intensität]] in den [[Spektrallinie]]n des Heliums und des Siliziums. Wahrscheinlich handelt es sich um eine Fortsetzung der Alpha-2-Canum-Venaticorum-Sterne zu höheren Temperaturen, da für beide Sternklassen der gleiche Mechanismus zur Erklärung des Lichtwechsels verwendet wird.<ref>{{Literatur|Autor=John R. Percy|Titel=Understanding Variable Stars|Ort=Cambridge|Verlag=Cambridge University Press|Jahr=2007|ISBN=978-0-521-23253-1}}</ref>

== Siehe auch ==
* [[Veränderlicher Stern]]

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Rotationsveränderlicher Stern| ]]
[[Kategorie:Sternklasse der Veränderlichen Sterne|!]]
[[Kategorie:Stellarphysik]]

Rotationsveränderlicher Stern - Versionsgeschichte

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