Eigentlich ändert jeder Stern seine Helligkeit, allerdings meist nur in sehr geringem Maße - etwa, weil die Leuchtkraft am Ende eines Sternenlebens zunimmt. Oder wie bei unserer Sonne: Ihre Leuchtkraft ändert sich in regelmäßigen Zyklen von elf Jahren - den Sonnenfleckenzyklen. In Zeiten hoher Sonnenaktivität treten mehr der dunklen Sternflecken auf ihrer Oberfläche auf - dann nimmt auch ihre Helligkeit um 0,1 Prozent zu. Das klassische Sternfunkeln hat dagegen nichts mit den Sternen selbst zu tun, sondern wird von der Erdatmosphäre verursacht.

Mal hellster Stern, mal nicht zu sehen

Veränderlicher Stern Mira

Veränderliche Sterne ändern ihre Helligkeit allerdings viel extremer: Die scheinbare Helligkeit von Veränderlichen kann um 10 mag schwanken, in Einzelfällen bis zu 20 mag - ein Stern erster Größenklasse, der plötzlich unsichtbar wird, oder ein bislang schwacher Lichtpunkt, der plötzlich heller strahlt als alle anderen Sterne. Die oft regelmäßigen Helligkeitsschwankungen könnt ihr mit etwas Übung und einem Fernglas selbst beobachten - am leichtesten im Vergleich mit einem nichtveränderlichen Nachbarstern. Zehntausende dieser so genannten variablen Sterne sind bislang bekannt.

Echte und optische Veränderliche

Mira ("die Wunderbare") im Walfisch und Algol ("der Teufelskopf") im Perseus sind Veränderliche Sterne.
Doch die beiden sind grundverschieden: Mira ist ein echter Veränderlicher, Algol dagegen ein optischer Veränderlicher. Das bedeutet, es sieht nur so aus, als ob der Stern seine Helligkeit verändert.

Veränderlicher Stern Algol

In Wirklichkeit ist Algol ein Doppelstern: Ein zentraler, sehr heller Stern, der alle zwei bis drei Tage von einem kleineren Stern umkreist wird. Da sich die beiden wechselseitig bedecken, schwankt die scheinbare Helligkeit des Doppelsystems um über 1 mag: Algol ist ein so genannter Bedeckungsveränderlicher Stern.

Echte Veränderliche - etwa durch Rotation

Echte Veränderliche ändern ihre Helligkeit dagegen aus physischer Ursache - es sind physische Veränderliche. Manchmal liegt es an der Oberfläche des Sterns: Sind auf einer Seite viele Sternflecken zu finden, sinkt die Helligkeit des Sterns bei jeder seiner Umdrehungen. Bei anderen Rotationsveränderlichen schwankt die Helligkeit bei der Eigenrotation, weil der Stern stark deformiert ist (etwa, weil er sich in einem sehr "engen" Doppelsternsystem befindet).

Pulsationsveränderliche - pulsierendes Aufplustern

Bei Mira liegt der Fall anders: Sie ist ein Pulsationsveränderlicher Stern, der aufgrund innerer Vorgänge seine Helligkeit ändert. Mira ist ein Roter Riese, ein Stern am Ende seiner Entwicklung, dem allmählich der Grundbrennstoff Helium ausgeht. Durch den Mangel zieht sich der Stern zeitweise zusammen, was die Kernfusion in seinem Inneren erneut anfacht. Dadurch blähen sich seine äußeren Schichten wieder auf. Die Gashülle des Sterns wird also periodisch zusammengezogen und wieder ausgedehnt. Der Stern wird größer und kleiner, seine Oberflächentemperatur ändert sich - und die Intensität seiner Strahlung - der Stern pulsiert. Miras Helligkeit ändert sich in knapp einem Jahr um mehrere Größenklassen: Mal ist sie mit unter 9 mag fürs bloße Auge unsichtbar, mal strahlt sie als Stern zweiter Größenklasse vom Firmament.

Eruptionsveränderliche - heller Ausbruch

Flare an der Sonne

Eruptionsveränderliche Sterne ändern ihre Helligkeit in eher unregelmäßigen Ausbrüchen und dann meist sehr stark. Es gibt drei sehr unterschiedliche Formen der eruptiv Veränderlichen: Flare-Sterne, Novae und Supernovae. Flare-Sterne etwa sind eigentlich Rote Zwerge - kleinere, nicht sehr helle Sonnen. Die auftretenden "Flares" (plötzliche Eruptionen, die es auch bei unserer Sonne häufig gibt) sind im Verhältnis so stark, dass sich die Helligkeit des Sterns entsprechend deutlich ändert. Ein Beispiel für einen Flare-Stern ist der uns nächstgelegene Stern Proxima Centauri, ganz oben auf dieser Seite zu sehen.

Novae - nicht alles ist neu, was glänzt

Extremer ist die Helligkeitsänderung bei Novae - daher der Name: "neuer Stern". Eigentlich ein Irrtum, denn der Stern war längst da, aber eben nicht so hell. Auch hier liegt ein Doppelsternsystem zugrunde, allerdings ein besonderes: Einer der Partner ist ein Weißer Zwerg - ein kleiner, aber sehr schwerer und heißer Stern. Aufgrund seiner hohen Gravitationskraft zieht er von seinem Partnerstern, in der Regel einem Roten Riesen, immer wieder Materie ab. Ein regelrechter Gasstrom fließt zum Weißen Zwerg, in dem es zu einem plötzlichen, explosiven Wasserstoffbrennen kommt - eine Kernfusion in der Hülle des Sterns, die seine Leuchtkraft in nur wenigen Tagen um bis zu 20 mag erhöht. Auch Novae erstrahlen periodisch - manche mit kurzen Perioden von Tagen bis Monaten, manche sehr langperiodisch nach einer Million Jahre.

Eine solche Nova könnt ihr 2024 vielleicht selbst sehen, denn da soll sie aufleuchten: Der Stern T Coronae borealis im Sternbild Nördliche Krone wird alle achtzig Jahre zur Nova, die so hell leuchtet, dass sie bequem fürs bloße Auge sichtbar wird.

Supernova - der schöne Sternentod

Trotz der ähnlichen Bezeichnung sind Supernovae etwas völlig anderes. Es sind zwar auch Eruptionsveränderliche Sterne, doch nur ein einziges Mal - bei einer gigantischen Explosion am Ende des Lebens einer sehr massenreichen Sonne, deren Kern in sich zusammenfällt und die äußeren Gashüllen ins All schleudert. In diesem Moment seines Sterbens leuchtet der Stern milliardenmal heller als zuvor. Eine Supernova kann die Leuchtkraft einer ganzen Galaxie haben - für kurze Zeit. Eine der ersten Supernovae wurde im Jahr 1054 beobachtet, als ein Stern am Himmel auftauchte, der so hell war, dass er auch tagsüber für einige Wochen zu sehen war. Heute ist von ihm noch ein spektakulärer Rest zu sehen: der Krebsnebel. Der Kern des Sterns ist ein unsichtbarer Pulsar, ein sich schnell drehender Neutronenstern.

Unter den Eruptionsveränderlichen gibt es Sterne, deren Helligkeitsänderungen nicht genau geklärt sind. Etwa Eta Carinae, ein blauer Riesenstern im Sternbild Schiffskiel, das am Südhimmel zu sehen ist. Es ist einer der größten Sterne der Milchstraße, rund vier Millionen Mal heller als unsere Sonne und mit hundertmal mehr Masse. Aber nicht immer: alle 50 bis 60 Jahre ändert Eta Carinae seine Helligkeit. 1677 wurde er erstmals entdeckt - als unscheinbarer Stern. 1730 war er dann der hellste Stern am ganzen südlichen Himmel. Es sind unregelmäßige Helligkeitsausbrüche, vermutlich durch Instabilitäten des Blauen Riesen hervorgerufen, der sich am Ende seiner Sternentwicklung befindet. Eta Carinae hat inzwischen einen neuen Sterntyp etabliert: Solche Sterne nennt man Leuchtkräftige Blaue Veränderliche (LBV).

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