Bedeckungsveränderlicher Stern

Animation eines bedeckungsveränderlichen Doppelsterns mit resultierender Lichtkurve.

Ein bedeckungsveränderlicher Stern, auch photometrischer Doppelstern, ist ein Doppelsternsystem, dessen Bahn so im Raum liegt, dass sich die beiden Sterne von der Erde aus gesehen periodisch zeitweilig verdecken.

Analyse der Lichtkurve

Aus der Lichtkurve, der Änderung der Helligkeit des nicht aufgelösten Doppelsternsystems während eines Umlaufs um den gemeinsamen Schwerpunkt, können die folgenden Parameter abgeleitet werden:

• Die Umlaufdauer
• Die Dauer des Haupt- und des Nebenminimums
• Die eventuelle Dauer des Stillstands im Minimum im Fall einer totalen Bedeckung
• Die Amplituden der Minima
• Der Helligkeitsverlauf im Abfall und Anstieg der Minima

Aus diesen Daten kann auf die Flächenhelligkeiten der Sterne, die relativen Radien, die Bahnneigung, die Randverdunkelung, die Gravitationsverdunkelung, die Abweichung von der Kugelform durch Zentrifugalkräfte und der relative Abstand geschlossen werden. Wird die Beobachtung in einem fotometrischen System in mehreren Wellenlängen durchgeführt kann auch auf die Oberflächentemperatur der Sterne geschlossen werden. Da Sterne nur einen begrenzten Bereich von Zustandsgrößen annehmen können ist damit eine Bestimmung der absoluten Parameter wie Leuchtkraft und geometrischen Parametern z.B. Sternradien möglich.

Wird der Verlauf der Radialgeschwindigkeit mittels des Dopplereffekts bestimmt können auch die Massen der Sterne sowie die Bahnexzentrizität berechnet werden. Da nur bei bedeckungsveränderliche Sternen die Bahnneigung eines optisch nicht in seine Komponenten auflösbaren Doppelsternsystems bestimmt werden kann sind sie die wichtigste Quelle zur Bestimmung von Sternmassen.^[1]

Klassifizierung

Es gibt zwei Hauptklassifizierungen für Bedeckungsveränderliche anhand der Lichtkurve und den geometrischen Verhältnissen^[2]:

Lichtkurve

• Algolsterne zeigen eine annähernd konstante Helligkeit zwischen den Minima
• Bei Beta-Lyrae-Sternen ist der Lichtwechsel kontinuierlich veränderlich mit abgerundeten Maxima, aber unterschiedlich tiefen Minima. Die Umlaufdauer liegt zwischen einem und bis zu 20 Tagen.
• Die W-Ursae-Maioris-Sterne ähneln den Beta-Lyrae-Sternen ohne Stillstände, wobei die Minima annähernd gleich tief sind. Die Umlaufdauer ist kürzer als ein Tag.

Geometrische Verhältnisse

• die getrennten Systeme, die zwischen den Komponenten keinen Materieaustausch zeigen
• halbgetrennte Systeme, bei denen einen Komponente die maximale Ausdehnung im Doppelsternsystem eingenommen hat. Bei jeder weiteren Expansion dieser Komponente würde Materie zum Begleiter fließen.
• Bei Kontaktsystemen hat jede Komponente die maximale Ausdehnung angenommen und es besteht ein beständiger Materieaustausch zwischen den beiden Sternen

Sonderformen

Neben Sternen können auch nichtleuchtene Begleiter eine Bedeckung verursachen. Dazu gehören Exoplaneten, Braune Zwerge und Staubscheiben wie im Fall epsilon Aurigae. Weil diese Objekte nicht selbst leuchten, wird nur ein Rückgang der Helligkeit bei einem Bedeckungsveränderlichen pro Umlauf beobachtet. Planeten und braune Zwerge haben einen wesentlich kleineren Durchmesser als Sterne und deshalb ist die Helligkeitsänderung im Minimum gering. Um die notwendige Meßgenauigkeit zu erreichen wird die Suche außerhalb der Erdatmosphäre durchgeführt. Zum Beispiel sind die primären Ziele der Satellitenmissionen Kepler und COROT die Suche nach Exoplaneten mittels der Transitmethode.^[3]

Daneben gibt es auch Dreifach-Bedeckungssysteme wie KOI-126. Hier umläuft in einer exzentrischen Bahn ein Stern ein enges Doppelsternsystem, wobei beide Sterne des engen Systems von dem ausgedehnten Begleiter bedeckt werden können. Die Lichtkurve erscheint unregelmäßig veränderlich aufgrund der Überlagerung der Minima^[4].

Nutzen für die Astrophysik

Künstlerische Darstellung eines Doppelsternsystems. Ein kompakter Stern akkretiert Gas der Atmosphäre seines Partners.

Der astrophysikalische Nutzen dieser Sternenklasse besteht in der Möglichkeit durch Messung der Lichtkurve auf die Bahndaten und physikalischen Zustandsgrößen der Sterne in dem Doppelsternsystem schließen zu können. So ist es mit Hilfe der neuen Generation von Großteleskopen möglich bedeckungsveränderliche Sterne innerhalb der lokalen Gruppe zu finden und zu untersuchen. Durch die Ableitung der Leuchtkraft aus der Lichtkurve konnten die Entfernungen zu den Magellanschen Wolken, dem Andromedanebel, dem Dreiecksnebel und einigen Zwerggalaxien der lokalen Gruppe mit einer Genauigkeit von bis zu 6% bestimmt werden.^[5]

Bedeckungsveränderliche erlauben weiterhin die räumliche Auflösung von Strukturen auf oder nahe den Sternen des Doppelsternsystems. Dazu gehören:

• Die einander zugewandten Hemisphären der Sterne sind heller durch den Reflexionseffekt bei engen Doppelsternsystemen
• Sternflecken ähnlich den Sonnenflecken
• Fackeln ähnlich den Sonnenfackeln
• Materieströme zwischen den Sternen
• Ringe und Akkretionsscheiben um den Masseempfänger
• Heiße Flecken an der Sternoberfläche, wo Materieströme aufprallen und ihre Bewegungsenergie freisetzen
• Bei den Zeta-Aurigae- und VV-Cephei-Systemen wird ein Hauptreihenstern als Lichtquelle zur Durchleuchtung und Analyse der ausgedehnten Atmosphäre eines Roten Riesens genutzt

Da mit dem Abstand auch die Wahrscheinlichkeit einer gegenseitigen Bedeckung der Sterne abnimmt haben die meisten Bedeckungsveränderlichen kurze Perioden und daher einen kleine Bahnhalbachse im Verhältnis zu den Sternradien. Dadurch kann die Entwicklung der Sterne in Doppelsternsystemen von der von Einzelsternen abweichen aufgrund von Masseaustausch zwischen den Komponenten, beschleunigter Rotation und magnetischer Aktivität.

Periodenänderungen

Änderungen in dem Gesamtdrehimpuls des Doppelsternsystems oder in der Verteilung des Drehimpuls sollten zu einer Verschiebung des Zeitpunkts minimaler Helligkeit führen. Da sich die Änderung mit jedem Umlauf aufaddiert sind kleinste Äbweichungen meßbar und Beobachtungen zeigen, dass die Umlaufzeiten vieler bedeckungsveränderlicher Sterne nicht konstant sind^[6]. Dabei sind folgende Phänomene bekannt um eine Periodenänderungen auszulösen:

• Apsidendrehung
• Beim Lichtlaufzeiteffekt umkreist ein dritter Körper das Doppelsternsystem und verschiebt damit den Schwerpunkt, um den sich die beiden Sterne des Bedeckungsveränderlichen bewegen. Aufgrund der Endlichkeit der Lichtgeschwindigkeit verschiebt dies den Zeitpunkt minimaler Helligkeit.
• Massenaustausch zwischen den Komponenten
• Massenverlust aus dem Doppelsternsystem z.B. durch Sternwinde
• Durch die Abstrahlung von Gravitationswellen
• Der magnetische Drehimpulsverlust entsteht wenn ein Stern ionisiertes Gas entlang der Magnetfeldlinien des Sterns verliert. Das Gas ist in den Magnetfeldlinien eingefroren bis zu dem Radius, bei dem das Magnetfeld mit Lichtgeschwindigkeit rotiert. Die Folge ist eine Abnahme der Rotationsgeschwindigkeit des Sterns und damit ein Verlust von Drehimpuls im Doppelsternsystem
• Beim Applegate-Mechanismus wird Drehimpuls im Laufe eines magnetischen Zykluses umverteilt zwischen der inneren und äußeren Konvektionszone eines Sterns. Dies führt zu einer Änderung der Rotationsabplattung und damit indirekt auch der Umlaufdauer.

Die meisten beobachteten Periodenänderungen bei bedeckungsveränderlichen Sternen werden dem Massenaustausch zwischen den Komponenten der Doppelsternsysteme zugeschrieben. Allerdings ist die Ursache vieler zyklischer Periodenänderungen nicht bekannt.

Siehe auch

• Veränderlicher Stern
• Doppelstern
• Doppelperiodischer Veränderlicher

Weblinks

• Sternwarte Hagen – interaktives Java-Applet zur Veranschaulichung der Geometrie und der resultierenden Lichtkurven (nebst theoretischer Behandlung)

Quellen

1. ↑ W. Strohmeier: Veränderliche Sterne. Treugesell-Verlag, Düsseldorf 1974.
2. ↑ John R. Percy: Understanding Variable Stars. Cambridge University Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-23253-1.
3. ↑ Alfred Weigert,Heinrich J. Wendker,Lutz Wiso: Astronomie und Astrophysik: Ein Grundkurs
4. ↑ Joshua A. Carter at al: KOI-126: A Triply-Eclipsing Hierarchical Triple with Two Low-Mass Stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1102.0562v1.
5. ↑ Bonanos, Alceste Z.: Eclipsing Binaries: Tools for Calibrating the Extragalactic Distance Scale. In: Binary Stars as Critical Tools and Tests in Contemporary Astrophysics, International Astronomical Union. Symposium no. 240, held 22–25 August, 2006 in Prague, Czech Republic, S240, #008. 2006.
6. ↑ Cuno Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel: Veränderliche Sterne. J. A. Barth Verlag, Leipzig 1990, ISBN 3-335-00224-5..