Flickering (Astronomie)

Flickering (auf Deutsch Flimmern) beschreibt eine unregelmäßige schnelle Helligkeitsänderung bei veränderlichen Sternen. Flickering tritt stets in Verbindung mit Akkretion auf, dem Einfall von Gas oder Plasma auf ein kompaktes Objekt.

Eigenschaften

Das Flimmern ist nicht periodisch, es gibt aber eine für ein Objekt charakteristische Zeitskala der Helligkeitsänderungen von Sekunden bis zu 10 Minuten.<ref>T. Fritz, A. Bruch: Studies of the flickering in cataclysmic variables. IV. Wavelet transforms of flickering light curves. In: Astronomy and Astrophysics. Band 332, 1998, S. 586–604. </ref> Diese Zeitskala kann sich bei gesteigerter Akkretion, wie dem Ausbruch einer Zwergnova, ändern.

Die Amplitude des Flickering reicht von knapp oberhalb der Nachweisgrenze bis zu 2 Magnituden. Flickering konnte im Ultravioletten, Optischen und nahen Infrarot nachgewiesen werden. Im Allgemeinen steigt die Amplitude des Flickering mit kürzerer Wellenlänge,<ref>S.J. Kenyon: The Symbiotic Stars (Cambridge Astrophysics). Cambridge University Press, 2009, ISBN 978-0-521-09331-6. </ref> d. h. in Richtung Ultraviolett.

Sternklassen mit Flickering

Das Flickering konnte bei allen Sternklassen mit Akkretion nachgewiesen werden:

bei den Vorhauptreihensternen vom Typ T Tauri und FU Orionis<ref>Scott J. Kenyon et al.: FLICKERING IN FU ORIONIS. In: The Astrophysical Journal. Band 531, 2000, S. 1028–1036. </ref> fällt Materie aus einer protoplanetarischen Scheibe auf den Zentralstern.
bei kataklysmischen Veränderlichen mit einem schwachen Magnetfeld fließt Materie von einem Begleiter durch eine Akkretionsscheibe auf einen Weißen Zwerg.
bei den kataklysmischen Veränderlichen mit starken Magnetfeldern wird die Bildung einer Akkretionsscheibe unterdrückt.<ref>Brian Warner: Cataclysmic Variable Stars. Cambridge University Press, 1995, ISBN 978-0-521-54209-8. </ref>
die verwandten symbiotischen Sterne, deren masseverlierender Stern ein Roter Riese statt wie bei den kataklysmischen Veränderlichen ein Hauptreihenstern ist, können im aktiven Zustand Flickering zeigen.<ref>J. L. Sokoloski, S. J. Kenyon: CH CYGNI. II. OPTICAL FLICKERING FROM AN UNSTABLE DISK. In: The Astrophysical Journal. Band 584, 2003, S. 1027–1034. </ref>
bei den Röntgendoppelsternen geringer Masse ist das akkretierende Objekt ein Neutronenstern.<ref>J. L. Sokoloski, S. J. Kenyon: Multicolour flickering studies of X1822 − 371. In: Monthly Notice of the Royal Astronomical Society. Band 335, 2002, S. 665–672, doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05657.x. </ref>

Außerhalb von Sternen ist Flickering auch bei akkretierenden schwarzen Löchern im Zentrum von Galaxien (aktive galaktische Kerne) beschrieben worden.<ref>Sunil Chandra, K.S. Baliyan, S. Ganesh, U.C. Joshi: Rapid optical variability in blazar S5 0716+71 during 2010 March. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, doi:10.1088/0004-637X/731/2/118, arxiv:1104.0514v1. </ref>

Quellen

Als Quellen des Flickering sind beschrieben worden<ref>Andrej Dobrotka, Shin Mineshige, Jorge Casares: Flickering study of nova like systems KR Aur and UU Aqr. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arxiv:1111.3744v1. </ref>:

Interaktion des Gasstroms beim Auftreffen auf die Akkretionsscheibe (der heiße Fleck)
die Wirkung von Turbulenzen in der Akkretionsscheibe
magnetische Kurzschlüsse in der Akkretionsscheibe
die Übergangsschicht zwischen der Akkretionsscheibe und dem kompakten Stern (Weißer Zwerg, Neutronenstern).

In den oben beschriebenen Doppelsternsystemen konnte anhand von Bedeckungslichtwechsel jeder diese Entstehungsorte des Flimmerns bestimmten Sternen zugeordnet werden<ref>A. Bruch: Flickering in cataclysmic variables – Its properties and origins. In: Astronomy and Astrophysics. Band 266, 1992, S. 237–265. </ref>.

Siehe auch

Einzelnachweise