Quelltext der Seite Veränderlicher Stern

Du bist aus dem folgenden Grund nicht berechtigt, die Seite zu bearbeiten:
Diese Aktion ist auf Benutzer beschränkt, die der Gruppe „Benutzer“ angehören.
Du kannst den Quelltext dieser Seite betrachten und kopieren.
'''Veränderliche Sterne''', '''variable Sterne''' oder kurz '''Veränderliche''', sind [[Stern]]e, die von der Erde aus gesehen relativ kurzfristige Helligkeitsschwankungen aufweisen,  deren Ursache nicht durch Vorgänge im Sonnensystem erklärt werden kann – wie z.&nbsp;B. dem Funkeln der Sterne ([[Szintillation (Astronomie)|Szintillation]]), das durch die [[Luftunruhe]] der Erdatmosphäre hervorgerufen wird. Die Helligkeit veränderlicher Sterne schwankt mit Perioden, die im Vergleich zur allgemeinen Sternentwicklung als sehr kurz anzusehen sind. Lichtwechsel können innerhalb von Stunden, Tagen bis hin zu Jahrzehnten bis Jahrhunderten beobachtet werden. Man unterscheidet zwei unterschiedliche Arten von Veränderlichkeit:
* Intrinsische Veränderlichkeit, bei der sich die [[Leuchtkraft]] des [[Stern]]s ändert
* Extrinsische Veränderlichkeit, bei der die Leuchtkraft konstant, jedoch  die aus Sicht der Erde sichtbare Helligkeit veränderlich ist. Ein Beispiel ist [[Bedeckungsveränderlicher Stern|Bedeckungsveränderlichkeit]], bei der ein Stern von einem Begleiter verdeckt wird.

Früher wurden veränderliche Sterne als etwas Besonderes angesehen. Heutzutage nimmt man an, dass alle Sterne im Laufe ihrer Entwicklung zeitweise Helligkeitsschwankungen zeigen, denn in den letzten Jahrzehnten haben Beobachtung und Entwicklung der Messtechnik das Wissen über veränderliche Sterne erweitert.
Dadurch hat sich auch die Zahl der Sterne, an denen man Helligkeitsvariationen feststellen kann, um ein Vielfaches erhöht. Durch die Steigerung der Messgenauigkeit ist es komplizierter geworden, eine allgemeingültige Definition zu finden, um veränderliche Sterne von den unveränderlichen abzugrenzen:

* Der Lichtwechsel ist im optischen, im nahen ultravioletten oder im nahen infraroten Bereich beobachtbar.
* Die [[fotometrisch]] messbaren Amplituden haben sich in den letzten 100 Jahren von etwa 0,05 mag auf 0,0001 mag bei Satellitenmessungen verfeinert, was eine Grenzziehung zu „unveränderlichen“ Sternen relativiert.

== Geschichte ==
=== Antike ===
Die ersten Beschreibungen von Veränderlichen finden sich in chinesischen [[Chronik]]en. Die neuen Sterne waren entweder [[Nova (Stern)|Novae]] oder [[Supernova]]e. Allerdings kann es sich auch um [[Komet]]en oder Planetenkonstellationen gehandelt haben. Nach dem [[Aristoteles|Aristotelischen Weltbild]] war der Himmel ewig und alle Änderungen Erscheinungen der Atmosphäre. Es gibt daher keine Berichte über veränderliche Sterne aus der [[Antike]]. Erst mit dem Beginn der [[Renaissance]] wurden die veränderlichen Sterne wahrgenommen.

=== Renaissance ===
[[Datei:MiraCC.jpg|mini|links|Der veränderliche Stern Mira zu zwei verschiedenen Zeiten fotografiert.]]
Der erste beobachtete Veränderliche war [[Mira (Stern)|Mira]] („die Wunderbare“), der 1596 erstmals von [[David Fabricius]] beschrieben wurde. Der zyklenartige Lichtwechsel des mit dem bloßen Auge zeitweilig sichtbaren [[Mira-Stern]]s mit einer Periode von 11 Monaten und einer [[Amplitude]] von 8 [[Scheinbare Helligkeit|mag]] wurde erstmals 1639 von [[Johann Holwarda]] beschrieben. Dies war der erste bekannte Veränderliche neben den Gaststernen (Novae oder Supernovae). Bereits 1572 hatte [[Tycho Brahe]] anhand der unmessbar kleinen [[Parallaxe]] der Supernova des Jahres nachgewiesen, dass die Gaststerne keine Erscheinungen der Atmosphäre sind. Allerdings sind Novae und Supernovae bis zum Beginn des 20. Jahrhunderts nicht zu den Veränderlichen gezählt worden.

=== Die visuelle Epoche ===
Mira wurde lange Zeit als einmalig angesehen – bis zur Entdeckung der Veränderlichkeit von [[Algol (Stern)|Algol]] durch [[Geminiano Montanari]] im Jahre 1669. Bis zum Jahre 1844 waren nur 21 veränderliche Sterne bekannt, die entweder zufällig gefunden worden waren oder bei der Suche nach [[Asteroid]]en entdeckt wurden. Im selben Jahr veröffentlichte [[Friedrich Wilhelm August Argelander]] seine „Aufforderung an die Freunde der Astronomie“, die wohl als Anstoß für eine systematische Entdeckung und Beobachtung veränderlicher Sterne angesehen werden kann.

Durch die [[Bonner Durchmusterung]] gab es in der zweiten Hälfte des 19. Jahrhunderts erstmals einen [[Sternatlas]] für teleskopische Sterne; also Sterne, die mit dem bloßen Auge nicht sichtbar sind. Durch den Vergleich des Sternhimmels im Teleskop mit der Bonner Durchmusterung sind zahlreiche Veränderliche großer Amplitude entdeckt worden. Die Helligkeitsbestimmung wurde durch Schätzung des Veränderlichen gegen konstante Vergleichssterne erzielt. Diese Methode erreicht eine Genauigkeit von bestenfalls 0,3 mag und ist subjektiven Einflüssen unterworfen. [[Amateurastronom]]en beobachten bis heute mit dieser Methode und ihre kombinierten Langzeitlichtkurven über einen Bereich von mehr als 100 Jahren sind in der Forschung von großem Wert.

=== Einführung fotografischer Verfahren ===
Als nach 1880 die [[Empfindlichkeit (Technik)|Empfindlichkeit]] der [[Fotografische Platte|fotografischen Platten]] die Aufnahme von Sternen ermöglichte, leitete dies eine neue Epoche in der Untersuchung von veränderlichen Sternen ein. Eine fotografische Platte speichert die Helligkeit tausender Sterne für spätere Untersuchungen und erleichtert die Entdeckung. Dabei werden zwei Platten derselben Himmelsregion ''[[Blinkkomparator|geblinkt]]'': Die Aufnahmen werden so angeordnet, dass sich die Sterne überdecken und mit Hilfe eines Shutters wird abwechselnd jeweils die eine oder andere Platte gezeigt. Veränderliche Sterne zeigen sich durch ein Blinken. Auf diese Weise sind die meisten Veränderlichen bis circa 1990 aufgefunden worden. Dabei können Veränderliche mit Amplituden von weniger als 0,3 mag entdeckt werden, was auch der Genauigkeit der Helligkeitsmessungen entspricht. Die für die astronomische Entfernungsmessung wichtige [[Perioden-Leuchtkraft-Beziehung]] der [[Cepheiden]] wurde 1912 von [[Henrietta Swan Leavitt]] erstmals beschrieben bei einer Untersuchung der Veränderlichen in den [[Magellansche Wolken|Magellanschen Wolken]]. Allerdings war es zunächst nicht möglich, diese Beziehung zu kalibrieren.

=== Das 20. Jahrhundert ===
Neue und verbesserte Beobachtungstechniken haben es zusammen mit der Weiterentwicklung der theoretischen [[Physik]] ermöglicht, die Ursachen der Helligkeitsänderungen veränderlicher Sterne im Rahmen der [[Astrophysik]] zu verstehen.
* Die [[Spektroskopie|Sternspektroskopie]] hat die Messung von [[Radialgeschwindigkeit]]sänderungen, [[Effektive Temperatur|Temperaturen]], Oberflächenbeschleunigungen, stellarer [[Magnetismus|Magnetfelder]] und der chemischen Zusammensetzung von Sternen möglich gemacht. So konnte die Vermutung aus dem Jahre 1784, dass [[Algol (Stern)|Algol]] ein [[Bedeckungsveränderlicher Stern|Bedeckungsveränderlicher]] ist, erst durch die Messung der Radialgeschwindigkeitskurve bewiesen werden.
* Die [[lichtelektrisch]]e [[Fotometrie]] begann bereits kurz nach der Entdeckung des [[Photoelektrischer Effekt|lichtelektrischen Effekts]] und dadurch konnte die Genauigkeit der gemessenen Helligkeiten auf zunächst 0,01 [[Magnitudo|mag]] gesteigert werden. Nach dem Zweiten Weltkrieg konnte durch rauschärmere [[Verstärker (Elektrotechnik)|Verstärker]], größere [[Teleskop]]e und stabilere [[Spannungsversorgung]] die Messgenauigkeit sogar auf einige millimag verbessert werden. Gleichzeitig konnte die [[Integrationszeit]] auf Sekundenbruchteile reduziert werden, was zur Entdeckung sehr schneller Phänomene wie dem ''Flickering'' bei [[Akkretion (Astronomie)|Akkretionprozessen]] geführt hat.
* Die Beobachtung von Sternen außerhalb des [[Elektromagnetisches Spektrum|visuellen Bereiches]] hat viel zum Verständnis der veränderlichen Sterne beigetragen und erst das Interesse an neuen Sternklassen erweckt. Hierbei sind zu nennen die satellitengestützten Messungen im Bereich der [[Gammastrahlung]], [[Röntgenstrahlung]], [[Ultraviolettstrahlung]] sowie [[Infrarotstrahlung]] und [[Mikrowellenstrahlung]]. Nur das nahe Infrarot und [[Radiowelle]]n sowie der visuelle Bereich können von der Erdoberfläche beobachtet werden.
* Mit Hilfe der [[Simulation]] von Sternen in Computern konnten Sternmodelle und ihre Entwicklung getestet und immer wieder verbessert werden.

=== Das 21. Jahrhundert ===
In diesem Jahrhundert setzen sich bisher die Trends fort, die sich bereits in den letzten Jahrzehnten des letzten Jahrhunderts angedeutet haben.
* [[CCD-Sensor]]en haben die lichtelektrische Photometrie und fotografische Technik bis auf wenige Ausnahmen abgelöst. Da mit Hilfe von CCDs die Helligkeit hunderter bis tausender Sterne bereits als digitale Daten vorliegen, läuft die Entdeckung und [[Klassifikation]] von veränderlichen Sternen automatisch. So hat alleine das [[OGLE]]-Projekt mehr als 80.000 neue Veränderliche in oder in Richtung der [[Magellansche Wolken|Magellanschen Wolken]] entdeckt.
* Die Steigerung der Rechnerleistung ermöglicht den Übergang von [[2D]]- zu [[3D]]-Simulationen. Viele dynamische Prozesse wie [[Supernova]]-Ausbrüche, [[Pulsationsveränderlicher Stern|Pulsationen]] [[Roter Riese]]n und stellare [[Magnetismus|Magnetfelder]] ergeben in 3D-Simulationen andere Ergebnisse als in den Berechnungen von 2D-Ausschnitten.
* Die satellitengestützten Beobachtungen haben die Genauigkeit der Helligkeitsmessungen in den Bereich von einigen 0,0001 mag gesteigert. Dies hat zur Entdeckung von extrasolaren [[Planetentransit]]en geführt und mittels Asteroseismologie tiefere Einblicke in den Aufbau von Sternen ermöglicht. Weiterhin hat z.&nbsp;B. das [[Hubble-Weltraumteleskop]] eine bedeutende Steigerung der [[Empfindlichkeit (Technik)|Empfindlichkeit]] und [[Winkelauflösung]] gebracht. So konnte erstmals ein [[Jet (Astronomie)|Jet]] von einem [[T-Tauri-Stern]] neben der verursachenden [[Akkretionsscheibe]] abgebildet werden.
* Die Erweiterung der Beobachtungstechnik zum Nachweis von Veränderlichen Sternen stützt sich nicht mehr ausschließlich auf elektromagnetische Strahlung. Heutzutage wird an der Verbesserung der Nachweisempfindlichkeit im Bereich der [[Neutrino]]astronomie und der hochenergetischer, direkt aus den Sternen emittierten Teilchen gearbeitet.
* Das Digitalisieren der [[Fotoplatte|Plattensammlungen]] z.&nbsp;B. im Rahmen des DASCH-Projektes am [[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]] führt zur Entdeckung von langsamen und seltenen Helligkeitsänderungen.

== Benennung ==
{{Hauptartikel|Benennung veränderlicher Sterne}}
Der Benennung veränderlicher Sterne im allgemeinen galaktischen Feld ist eine Kombination aus einem [[Bezeichner]] und dem [[Sternbild]]. Nachdem im [[Verzeichnis|Katalog]] von [[Johann Bayer (Astronom)|Johann Bayer]] bereits die Buchstaben bis Q verwendet wurden, bekam der erste Veränderliche den Bezeichner R. Ein Beispiel ist der erste Veränderliche im Sternbild [[Schild (Sternbild)|Schild]], der den Namen R Scuti hat. Nachdem man bei Z angekommen war, folgten RR, RS … RZ und SS, ST bis SZ usw., bis ZZ. Als dieser [[Namensraum]] ausgeschöpft war, wurden AA bis AZ usw., bis zu QZ verwendet. (J wurde ausgelassen, um eine Verwechselung mit I zu vermeiden). Danach wurde pro Sternbild mit der Nummer V335 angefangen und weitergezählt.

Veränderliche Sterne der Milchstraße werden im [[General Catalogue of Variable Stars]] gelistet und dies sind etwas über 50.000 mit dem Stand Ende 2016. Daneben sind im GCVS noch 10.000 Veränderliche in anderen Galaxien, als auch über 10.000 „vermutete“ Veränderliche aufgeführt. Diese beiden Anhänge werden nicht mehr aktualisiert. Ob die Namensgebung weitergeführt wird, ist offen. Es wird erwartet, dass der künstliche Satellit [[Gaia (Raumsonde)|Gaia]] circa 18 Millionen neue veränderliche Sterne in der Milchstraße entdecken wird.

== Bedeutung ==
Veränderliche Sterne sind in vielfacher Weise für Astrophysik interessant:
* Veränderliche Sterne sind die Grundlage für die [[Entfernungsmessung]] innerhalb und außerhalb der Milchstraße über die [[Perioden-Leuchtkraft-Beziehung]] bei [[Pulsationsveränderlicher Stern|pulsierenden Veränderlichen]] und durch die identische Maximalhelligkeit aller [[Supernova]]e vom Typ Ia.
* Die [[Asteroseismologie]] bei [[Pulsationsveränderlicher Stern|pulsierenden Veränderlichen]] ermöglicht durch die Analyse von [[Schwingung]]en in einem Stern einen Einblick in den inneren [[Sternaufbau|Aufbau]].
* Bei doppelperiodischen Pulsationsveränderlichen ist eine Berechnung der Sternmasse möglich. Dies kann ansonsten nur in [[Doppelsternsystem]]en geschehen. Dort kann allerdings durch vorherigen Massentransfer der Aufbau der Sterne von dem eines Einzelsterns abweichen.
* Bei [[Bedeckungsveränderlicher Stern|Bedeckungsveränderlichen Sternen]] wird eine Auflösung der Sternoberfläche durch die Analyse der Helligkeitsänderung erreicht, wenn ein Stern einen zweiten verdeckt.
* Bei periodischen Veränderlichen können kleinste Änderungen des Sternaufbaus gefunden werden, da sich diese Veränderungen aufsummieren und damit leichter nachweisbar sind als bei einer direkten Messung.
* Keine [[Klassifikation]] erfordert einen geringeren Aufwand als die Messung der Helligkeit. Daher werden Veränderliche Sterne für [[Stellarstatistik|stellarstatistische Untersuchungen]] verwendet wenn die Sterne zu lichtschwach für die Aufnahme von [[Emissionsspektrum|Spektren]] sind.

== Klassifikation ==
Es gibt verschiedene [[Klassifikation|Klassifizierungen]] Veränderlicher Sterne, wobei viele auf der Bestimmung der Amplitude, einer Periodizität und der Form der [[Lichtkurve]] beruhen. Des Weiteren werden spektrale Eigenschaften und je nach Typ das Verhalten bei Ausbrüchen beachtet. Im Folgenden werden die Gruppierungen aus dem [[General Catalogue of Variable Stars]] (GCVS) aufgeführt. Der [[Variable Star Index]] (VSX) der [[American Association of Variable Star Observers|AAVSO]] enthält dieselben Gruppierungen, teilt einige Untergruppen ("Sternklassen") aber anders ein.
[[Datei:HR-vartype.svg|mini|400px|Position einiger Veränderlichenklassen im [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]]]] Mit [[Gaia DR3]] wird im Jahre 2021 ein neuer Katalog erwartet mit einer wesentlich höheren Anzahl veränderlicher Sterne.
{{Absatz}}

=== Bedeckungsveränderliche ===
[[Datei:Eclipsing binary star animation 2.gif|mini|Animation eines bedeckungsveränderlichen Doppelsterns mit resultierender Lichtkurve.]]
[[Bedeckungsveränderlicher Stern|Bedeckungsveränderliche Sterne]] kann man beobachten, wenn die Komponenten eines [[Doppelsternsystem]]s aus der Sicht der Erde hintereinander vorbeilaufen und sich dabei gegenseitig bedecken. Durch die Bedeckung eines Sterns ist nicht mehr die Helligkeit beider Sternscheiben von der Erde aus sichtbar und wir beobachten ein Minimum. Bedeckungsveränderliche Sterne sind vermutlich bereits seit dem Altertum als Veränderlich bekannt, spätestens ab seit dem 17. Jahrhundert<ref>''The Philosophical Transactions of the Royal Society of London, from Their Commencement in 1665 to the Year 1800.'' veröffentlicht 1809, [https://books.google.de/books?id=8Sw_X9vlQnoC&pg=PA456 S. 456ff] (Erklärung S. 459); ''Magazin für das Neueste aus der Physik und Naturgeschichte.'' Band 2, 2. St., Gotha 1783, [https://books.google.de/books?id=Ag5LAAAAcAAJ&pg=RA1-PA160 S. 160f]; ''[[Berliner Astronomisches Jahrbuch|Astronomisches Jahrbuch]] für das Jahr 1787.'' Berlin 1784, [https://books.google.de/books?id=rvMNAAAAQAAJ&pg=PA145 S. 145]</ref>. Das bekannteste Beispiel ist der Stern [[Algol (Stern)|Algol]] – nach ihm ist die Untergruppe der [[Algolsterne]] benannt. Auch Sterne, bei denen mittels [[Transitmethode]] ein [[Exoplanet]] entdeckt wurde, werden zu den Bedeckungsveränderlichen gerechnet.

=== Rotationsveränderliche ===
[[Rotationsveränderlicher Stern|Rotationsveränderliche Sterne]] sind Sterne, die im Lauf ihrer Rotation ihre Helligkeit verändern. Dies geschieht entweder weil sie als Komponenten enger Doppelsterne ellipsoidisch deformiert sind oder weil sie eine nicht gleichmäßige Helligkeitsverteilung auf der Sternoberfläche zeigen. Eine nicht gleichmäßige Helligkeitsverteilung kann verursacht werden von [[Sonnenfleck]]en bzw. von thermischen oder chemischen Inhomogenitäten hervorgerufen von einem [[Magnetismus|Magnetfeld]], welches nicht mit der [[Rotationsachse]] übereinstimmt. Zu den Rotationsveränderlichen Sternen werden unter anderem die [[Pulsar]]e gezählt.

=== Pulsationsveränderliche ===
[[Datei:Delta Cephei lightcurve.jpg|mini|Lichtkurve des Cepheiden [[Delta Cephei]]]]
[[Pulsationsveränderlicher Stern|Pulsierende Veränderliche]] zeigen eine periodische Kontraktion bzw. Expansion ihrer Oberfläche. Die radiale oder nichtradiale Schwingung führt zu einer Leuchtkraftänderung aufgrund der Änderung des Radius, der Sternform und/oder der [[Sternoberfläche#Oberflächentemperatur|Oberflächentemperatur]]. Es gibt eine Vielzahl verschiedener Arten Pulsationsveränderlicher. Einige davon spielen aufgrund der [[Perioden-Leuchtkraft-Beziehung]] und ihrer hohen [[Absolute Helligkeit|absoluten Helligkeit]] eine wichtige Rolle bei der [[Entfernungsmessung|Messung]] kosmischer Distanzen. Dazu zählen insbesondere die [[Cepheiden]] und die [[RR-Lyrae-Stern]]e. Bei vielen Pulsationsveränderlichen Sternen handelt es sich um [[Riesenstern]]e und so gehören auch die relativ häufigen [[Mira-Stern]]e zu dieser Gruppe. Viele Pulsationsveränderliche Sterne befinden sich im Hertzsprung-Russel-Diagramm in der Nähe des [[Instabilitätsstreifen]]s.

=== Kataklysmische Veränderliche ===
[[Datei:Cataclysmic variable.svg|mini|Schematische Darstellung eines kataklysmischen Systems]]
[[Kataklysmische Veränderliche]] sind Sterne mit Helligkeitsausbrüchen, deren Ursache in [[Thermonukleare Reaktion|thermonuklearen Reaktionen]] auf der Oberfläche oder im Sterninneren liegen. Die Ausbrüche können ihre Ursache aber auch in einer [[Akkretionsscheibe]] haben. Die meisten kataklysmischen Veränderlichen bestehen aus einem [[weißer Zwerg|weißen Zwerg]], der Materie über eine Akkretionsscheibe von einem Begleiter bekommt. Diese Definition kataklysmischer Veränderlicher weicht ab von der ansonst in der Literatur<ref>{{Literatur |Autor=B. Warner |Titel=Cataclysmic variable stars |Verlag=Cambridge University |Ort=Cambridge |Datum=1995 |ISBN=0-521-54209-X}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=S. Shore, M. Livio, E. van den Heuvel |Titel=Interacting Binaries |Verlag=Springer |Ort=Berlin |Datum=1994 |ISBN=3-540-57014-4}}</ref> verwendeten. Ebenfalls zu den Kataklysmischen Veränderlichen werden [[Astronomisches Ereignis|Astronomische Ereignisse]] wie [[Nova (Stern)|Novae]] und [[Supernova]]e gezählt.

=== Eruptive Veränderliche ===
[[Datei:Nasa EV Lacertae 250408.jpg|mini|Künstlerische Darstellung des Flaresterns [[EV Lacertae]]]]
Die Helligkeitsänderungen der [[Eruptiv veränderlicher Stern|eruptiven Veränderlichen]] beruhen auf Flares, Hüllenausbrüchen oder Massenausflüssen in Form von [[Sternwind]]en und/oder Interaktion mit dem [[Interstellare Materie|interstellaren Medium]]. Zu den Eruptiv veränderlichen Sternen gehören unter anderem die [[Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher|Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen (LBV)]], die jungen [[T-Tauri-Stern]]e sowie auch die [[Flarestern]]e. Viele [[Roter Zwerg|Rote Zwerge]] wie [[Proxima Centauri]] sind auch Flaresterne.

=== Röntgendoppelsterne ===
[[Datei:Cygnus X-1.png|mini|Künstlerische Darstellung vom Röntgendoppelstern [[Cygnus X-1]]]]
[[Röntgendoppelstern]]e sind Doppelsternsysteme, die Röntgenstrahlung aussenden. Dabei empfängt ein [[Kompakter Stern|kompakter Partner]] durch [[Akkretion (Astronomie)|Akkretion]] Materie von einem anderen Stern. Dadurch ähneln die Röntgendoppelsterne den kataklysmischen Veränderlichen.

== Siehe auch ==
* [[Liste von veränderlichen Sternen]]
* [[Liste der Sternklassen]]
* [[Benennung veränderlicher Sterne]]
* [[Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e.V.]]

== Literatur ==
* {{Literatur |Autor=[[Cuno Hoffmeister]], [[Gerold Richter]], [[Wolfgang Wenzel]] |Titel=Veränderliche Sterne |Verlag=Barth|Ort=Leipzig |Datum=1990 |ISBN=3-335-00224-5}}
* {{Literatur |Autor=John R. Percy |Titel=Understanding Variable Stars |Verlag=Cambridge University Press |Ort=Cambridge |Datum=2007 |ISBN=978-0-521-23253-1}}
* {{Literatur |Autor=J. Percy |Titel=Variable Stars: A Historical Perspective |Sammelwerk=variable Star Research: An international perspective |Verlag=Cambridge University Press |Ort=Cambridge |Datum=1992 |ISBN=0-521-40469-X}}

== Einzelnachweise ==
<references />

== Weblinks ==
{{Commonscat|Variable stars|Veränderlicher Stern}}
* [http://www.bav-astro.de/ Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für veränderliche Sterne e.V. (BAV)]
* [http://cdsweb.u-strasbg.fr/afoev/ Association Francais des Observateurs d’Etoiles Variables (AFOEV)]
* [http://www.britastro.org/vss/ British Astronomical Association Variable Star Section (BAAVSS)]
* [http://www.aavso.org/ American Association of Variable Star Observers (AAVSO)]
* [http://www.konkoly.hu/IBVS/IBVS.html Information Bulletin on Variable Stars (IBVS)]
* [https://www.aavso.org/variable-star-charts AAVSO – Aufsuchkarten]

=== Klassifizierungen ===
* [http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/vartype.htm GCVS-Systematik (engl.)]
* [https://www.aavso.org/vsx/help/VariableStarTypeDesignationsInVSX.pdf VSX]
* [http://www.thola.de/typ/index.html Typen veränderlicher Sterne]
* [http://cdsarc.u-strasbg.fr/afoev/var/etypo.htx AFOEV]

=== Videos ===
* {{Alpha Centauri|174}}

{{Normdaten|TYP=s|GND=4062534-5}}

{{SORTIERUNG:Veranderlicher Stern}}
[[Kategorie:Veränderlicher Stern| ]]
[[Kategorie:Sternklasse]]
[[Kategorie:Stellarphysik]]
Folgende Vorlagen werden auf dieser Seite verwendet:
Zurück zur Seite Veränderlicher Stern.
Abgerufen von „https://www.cosmos-indirekt.de/Physik-Schule/Veränderlicher_Stern“
Quelltext der Seite Veränderlicher Stern

Die News der letzten Tage
