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'''Flickering''' (auf deutsch Flimmern) beschreibt eine unregelmäßige schnelle [[Scheinbare Helligkeit| | '''Flickering''' (auf deutsch Flimmern) beschreibt eine unregelmäßige schnelle [[Scheinbare Helligkeit|Helligkeits]]<nowiki />änderung bei [[Veränderlicher Stern|veränderlichen Sternen]]. Flickering tritt stets in Verbindung mit [[Akkretion (Astronomie)|Akkretion]] auf, dem Einfall von Gas oder [[Plasma (Physik)|Plasma]] auf ein [[Kompaktheit (Masse)|kompaktes]] Objekt. | ||
== Eigenschaften == | == Eigenschaften == | ||
Das Flimmern ist ''nicht'' [[Periode (Physik)|periodisch]], es gibt aber eine für ein Objekt charakteristische Zeitskala der Helligkeitsänderungen von Sekunden bis zu 10 Minuten.<ref>{{Literatur|Autor=T. Fritz, A. Bruch|Titel=Studies of the flickering in cataclysmic variables. IV. Wavelet transforms of flickering light curves|Sammelwerk=Astronomy and Astrophysics|Band=332|Seiten=586–604 | Das Flimmern ist ''nicht'' [[Periode (Physik)|periodisch]], es gibt aber eine für ein Objekt charakteristische Zeitskala der Helligkeitsänderungen von Sekunden bis zu 10 Minuten.<ref>{{Literatur |Autor=T. Fritz, A. Bruch |Titel=Studies of the flickering in cataclysmic variables. IV. Wavelet transforms of flickering light curves |Sammelwerk=Astronomy and Astrophysics |Band=332 |Datum=1998 |Seiten=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 [[Scheinbare Helligkeit|Magnituden]]. Flickering konnte im [[Ultraviolettstrahlung|Ultravioletten]], [[Optische Astronomie|Optischen]] und nahen Infrarot nachgewiesen werden. Im Allgemeinen steigt die Amplitude des Flickering mit kürzerer Wellenlänge,<ref>{{Literatur|Autor=S.J. Kenyon|Titel=The Symbiotic Stars (Cambridge Astrophysics) | Die [[Amplitude]] des Flickering reicht von knapp oberhalb der [[Nachweisgrenze]] bis zu 2 [[Scheinbare Helligkeit|Magnituden]]. Flickering konnte im [[Ultraviolettstrahlung|Ultravioletten]], [[Optische Astronomie|Optischen]] und nahen Infrarot nachgewiesen werden. Im Allgemeinen steigt die Amplitude des Flickering mit kürzerer Wellenlänge,<ref>{{Literatur |Autor=S.J. Kenyon |Titel=The Symbiotic Stars (Cambridge Astrophysics) |Verlag=Cambridge University Press |Datum=2009 |ISBN=978-0-521-09331-6}}</ref> d. h. in Richtung Ultraviolett. | ||
== Sternklassen mit Flickering == | == Sternklassen mit Flickering == | ||
Das Flickering konnte bei allen [[Sternklasse]]n mit Akkretion nachgewiesen werden: | Das Flickering konnte bei allen [[Sternklasse]]n mit Akkretion nachgewiesen werden: | ||
* bei den [[Hauptreihe|Vorhauptreihensternen]] vom Typ [[T-Tauri-Stern|T Tauri]] und [[FU-Orionis-Stern|FU Orionis]]<ref>{{Literatur|Autor=Scott J. Kenyon et al.|Titel=FLICKERING IN FU ORIONIS|Sammelwerk=[[The Astrophysical Journal]]|Band=531|Seiten=1028-1036 | * bei den [[Hauptreihe|Vorhauptreihensternen]] vom Typ [[T-Tauri-Stern|T Tauri]] und [[FU-Orionis-Stern|FU Orionis]]<ref>{{Literatur |Autor=Scott J. Kenyon et al. |Titel=FLICKERING IN FU ORIONIS |Sammelwerk=[[The Astrophysical Journal]] |Band=531 |Datum=2000 |Seiten=1028-1036}}</ref> fällt Materie aus einer [[Protoplanetare Scheibe|protoplanetarischen Scheibe]] auf den Zentralstern. | ||
* bei [[Kataklysmische Veränderliche|kataklysmischen Veränderlichen]] mit einem schwachen Magnetfeld fließt Materie von einem Begleiter durch eine [[Akkretionsscheibe]] auf einen [[Weißer Zwerg|Weißen Zwerg]]. | * bei [[Kataklysmische Veränderliche|kataklysmischen Veränderlichen]] mit einem schwachen Magnetfeld fließt Materie von einem Begleiter durch eine [[Akkretionsscheibe]] auf einen [[Weißer Zwerg|Weißen Zwerg]]. | ||
* bei den [[AM-Herculis-Stern|kataklysmischen Veränderlichen mit starken Magnetfeldern]] wird die Bildung einer Akkretionsscheibe unterdrückt.<ref>{{Literatur|Autor=Brian Warner|Titel=Cataclysmic Variable Stars | * bei den [[AM-Herculis-Stern|kataklysmischen Veränderlichen mit starken Magnetfeldern]] wird die Bildung einer Akkretionsscheibe unterdrückt.<ref>{{Literatur |Autor=Brian Warner |Titel=Cataclysmic Variable Stars |Verlag=Cambridge University Press |Datum=1995 |ISBN=978-0-521-54209-8}}</ref> | ||
* die verwandten [[ | * die verwandten [[Symbiotische Sterne|symbiotischen Sterne]], deren masseverlierender Stern ein [[Roter Riese]] statt wie bei den kataklysmischen Veränderlichen ein [[Hauptreihenstern]] ist, können im aktiven Zustand Flickering zeigen.<ref>{{Literatur |Autor=J. L. Sokoloski, S. J. Kenyon |Titel=CH CYGNI. II. OPTICAL FLICKERING FROM AN UNSTABLE DISK |Sammelwerk=The Astrophysical Journal |Band=584 |Datum=2003 |Seiten=1027–1034}}</ref> | ||
* bei den [[Röntgendoppelstern]]en geringer Masse ist das akkretierende Objekt ein [[Neutronenstern]].<ref>{{Literatur|Autor=J. L. Sokoloski, S. J. Kenyon|Titel=Multicolour flickering studies of X1822 − 371|Sammelwerk=Monthly Notice of the Royal Astronomical Society|Band=335|Seiten=665–672 | * bei den [[Röntgendoppelstern]]en geringer Masse ist das akkretierende Objekt ein [[Neutronenstern]].<ref>{{Literatur |Autor=J. L. Sokoloski, S. J. Kenyon |Titel=Multicolour flickering studies of X1822 − 371 |Sammelwerk=Monthly Notice of the Royal Astronomical Society |Band=335 |Datum=2002 |Seiten=665–672 |DOI=10.1046/j.1365-8711.2002.05657.x}}</ref> | ||
Außerhalb von Sternen ist Flickering auch bei akkretierenden [[Schwarzes Loch|schwarzen Löchern]] im Zentrum von Galaxien ([[Aktiver galaktischer Kern|aktive galaktische Kerne]]) beschrieben worden.<ref>{{Literatur|Autor=Sunil Chandra, K.S. Baliyan, S. Ganesh, U.C. Joshi|Titel=Rapid optical variability in blazar S5 0716+71 during 2010 March | Außerhalb von Sternen ist Flickering auch bei akkretierenden [[Schwarzes Loch|schwarzen Löchern]] im Zentrum von Galaxien ([[Aktiver galaktischer Kern|aktive galaktische Kerne]]) beschrieben worden.<ref>{{Literatur |Autor=Sunil Chandra, K.S. Baliyan, S. Ganesh, U.C. Joshi |Titel=Rapid optical variability in blazar S5 0716+71 during 2010 March |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1104.0514v1 |DOI=10.1088/0004-637X/731/2/118}}</ref> | ||
== Quellen == | == Quellen == | ||
Als Quellen des Flickering sind beschrieben worden<ref>{{Literatur|Autor=Andrej Dobrotka, Shin Mineshige, Jorge Casares|Titel=Flickering study of nova like systems KR Aur and UU Aqr | Als Quellen des Flickering sind beschrieben worden<ref>{{Literatur |Autor=Andrej Dobrotka, Shin Mineshige, Jorge Casares |Titel=Flickering study of nova like systems KR Aur and UU Aqr |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1111.3744v1}}</ref>: | ||
* Interaktion des Gasstroms beim Auftreffen auf die Akkretionsscheibe (der heiße Fleck) | * Interaktion des Gasstroms beim Auftreffen auf die Akkretionsscheibe (der heiße Fleck) | ||
* die Wirkung von [[Turbulente Strömung|Turbulenzen]] in der Akkretionsscheibe | * die Wirkung von [[Turbulente Strömung|Turbulenzen]] in der Akkretionsscheibe | ||
* magnetische Kurzschlüsse in der Akkretionsscheibe | * magnetische Kurzschlüsse in der Akkretionsscheibe | ||
* die Übergangsschicht zwischen der Akkretionsscheibe und dem kompakten Stern ([[Weißer Zwerg]], [[Neutronenstern]]). | * die Übergangsschicht zwischen der Akkretionsscheibe und dem kompakten Stern ([[Weißer Zwerg]], [[Neutronenstern]]). | ||
In den oben beschriebenen [[Doppelstern]]systemen konnte anhand von [[Bedeckungsveränderlicher Stern|Bedeckungslichtwechsel]] jeder diese Entstehungsorte des Flimmerns bestimmten Sternen zugeordnet werden<ref>{{Literatur|Autor=A. Bruch|Titel=Flickering in cataclysmic variables – Its properties and origins|Sammelwerk=Astronomy and Astrophysics|Band=266|Seiten=237–265 | In den oben beschriebenen [[Doppelstern]]systemen konnte anhand von [[Bedeckungsveränderlicher Stern|Bedeckungslichtwechsel]] jeder diese Entstehungsorte des Flimmerns bestimmten Sternen zugeordnet werden<ref>{{Literatur |Autor=A. Bruch |Titel=Flickering in cataclysmic variables – Its properties and origins |Sammelwerk=Astronomy and Astrophysics |Band=266 |Datum=1992 |Seiten=237–265}}</ref>. | ||
== Siehe auch == | == Siehe auch == | ||
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.
Das Flimmern ist nicht periodisch, es gibt aber eine für ein Objekt charakteristische Zeitskala der Helligkeitsänderungen von Sekunden bis zu 10 Minuten.[1] 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,[2] d. h. in Richtung Ultraviolett.
Das Flickering konnte bei allen Sternklassen mit Akkretion nachgewiesen werden:
Außerhalb von Sternen ist Flickering auch bei akkretierenden schwarzen Löchern im Zentrum von Galaxien (aktive galaktische Kerne) beschrieben worden.[7]
Als Quellen des Flickering sind beschrieben worden[8]:
In den oben beschriebenen Doppelsternsystemen konnte anhand von Bedeckungslichtwechsel jeder diese Entstehungsorte des Flimmerns bestimmten Sternen zugeordnet werden[9].