Azərbaycan  AzərbaycanDeutschland  DeutschlandLietuva  LietuvaMalta  Maltaශ්‍රී ලංකාව  ශ්‍රී ලංකාවTürkmenistan  TürkmenistanTürkiyə  TürkiyəУкраина  Украина
Unterstützung
www.datawiki.de-de.nina.az
  • Heim

Ein bedeckungsveränderlicher Stern oder fotometrischer Doppelstern ist ein Doppelsternsystem dessen Bahn so im Raum lieg

Bedeckungsveränderlicher Stern

  • Startseite
  • Bedeckungsveränderlicher Stern
Bedeckungsveränderlicher Stern
www.datawiki.de-de.nina.azhttps://www.datawiki.de-de.nina.az

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

Der Prototyp dieser Doppelsterne ist Algol (β Persei) im Sternbild Perseus, den die Araber im Mittelalter Teufelsstern nannten. Seine Veränderlichkeit wurde bereits in der Antike bemerkt und seine genaue Periodizität 1783/84 von John Goodricke in den Philosophical Transactions veröffentlicht. Algols Helligkeit sinkt alle 2,87 Tage auf ein Drittel ab und zeigt in der halben Periode ein kleines Nebenminimum.

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 Umlaufzeit
  • 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 den relativen 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 von 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 bedeckungsveränderlichen Sternen die Bahnneigung eines optisch nicht in seine Komponenten auflösbaren Doppelsternsystems bestimmt werden kann, sind sie die wichtigste Quelle zur Bestimmung von Sternmassen.

Klassifizierung

Es gibt zwei Hauptklassifizierungen für Bedeckungsveränderliche anhand der Lichtkurve und den geometrischen Verhältnissen:

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-Majoris-Sterne ähneln den Beta-Lyrae-Sternen ohne Stillstände, wobei die Minima annähernd gleich tief sind. Die Umlaufdauer ist kürzer als ein Tag.

Geometrische Verhältnisse

  • Getrennte Systeme, die zwischen den Komponenten keinen Materieaustausch zeigen.
  • Halbgetrennte Systeme, bei denen eine 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.
  • Detached binary: Doppelsterne umkreisen einander, beeinflussen sich aber nicht so stark, dass sie die Roche-Grenze überschreiten.
  • Semidetached binary: Doppelsterne beeinflussen sich so stark, dass die Roche-Grenze überschritten wird.
  • Contact binary: Doppelsterne im physischen Kontakt. Unter Umständen bilden sie sogar eine gemeinsame Hülle.
Siehe auch: Wechselwirkender Doppelstern

Sonderformen

Neben Sternen können auch nichtleuchtende 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. Die notwendige Messgenauigkeit lässt sich außerhalb der Erdatmosphäre mit wesentlich geringerem Instrumentenaufwand erreichen, speziell bei der gleichzeitigen und lange andauernden Überwachung einer großen Anzahl von Sternen zur Suche nach solchen Minima. So sind zum Beispiel die primären Ziele der Satellitenmissionen Kepler und COROT die Suche nach Exoplaneten mittels der Transitmethode.

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.

Nutzen für die Astrophysik

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.

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 Riesen genutzt.

Die Beobachtung einer Apsidendrehung der Bahn eines Bedeckungsveränderlichen ist relativ einfach, da in diesem Fall sich die Position des Haupt- und des Nebenminimums relativ zueinander verändern. Da die Apsidendrehung auch abhängig von dem Aufbau der Sterne in dem Doppelsternsystem ist, können Bedeckungsveränderliche auch zur Verifizierung von Modellen der inneren Struktur von Sternen genutzt werden. Allerdings müssen dafür die Rotationsparameter und die Ausrichtung der Achsen bekannt sein wie im Falle DI Herculis. Die Apsidendrehung kann auch zur Falsifikation von alternativen Gravitationstheorien genutzt werden. Mit diesen Hypothesen können die beobachteten Abweichungen der Rotationskurven von Galaxien, die dynamische Stabilität von Galaxienhaufen und die Gravitationslinsen durch Galaxien oder Cluster ebenso gut erklärt werden wie durch die Annahme von dunkler Materie. Die beobachteten Apsidendrehungen bei bedeckungsveränderlichen Sternen mit einer großen Bahnexzentrizität sollten in einigen Jahren von den nach der Relativitätstheorie berechneten Werten abweichen und eine Unterscheidung ermöglichen.

Da mit dem Abstand auch die Wahrscheinlichkeit einer gegenseitigen Bedeckung der Sterne abnimmt, haben die meisten Bedeckungsveränderlichen kurze Perioden und daher eine 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 kumuliert, sind kleinste Abweichungen messbar und Beobachtungen zeigen, dass die Umlaufzeiten vieler bedeckungsveränderlicher Sterne nicht konstant sind. Dabei sind folgende Phänomene bekannt, die eine Periodenänderung auslösen oder vortäuschen können:

  • 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
  • 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 Zyklus umverteilt zwischen der inneren und äußeren Konvektionszone eines Sterns. Dies führt zu einer Änderung der Rotationsabplattung und damit indirekt auch der Umlaufdauer, die dabei sowohl zunehmen und als auch abnehmen kann. Nach Beobachtungen treten zyklische Periodenzu- und -abnahmen fast ausschließlich nur bei bedeckungsveränderlichen Sternen auf, bei denen wenigstens eine Komponente magnetische Aktivität zeigt.
  • Eine asymmetrische Helligkeitsverteilung auf der zu bedeckenden Hemisphäre durch Sternflecken
  • Durch Gezeitenkräfte ausgelöste Pulsationen, die häufig in Resonanz mit der Umlaufdauer des Doppelsterns sind.

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.

Änderung der Lichtkurve

Läuft ein dritter Stern um das gemeinsame Massenzentrum und liegt seine Umlaufbahn dabei nicht in der Ebene des Bedeckungsveränderlichen so führt dies zu einer Präzession der Bahn des engen Doppelsternsystems. In der Folge verändert sich die Inklination der Bahn und damit auch die Tiefe der Minima. Insgesamt ist nur eine geringe Zahl an Dreifachsystemen bekannt mit einer veränderlichen Tiefe der Minima aufgrund des gravitativen Einflusses eines dritten Körpers. Zu diesen Sternen gehören Algol und HS Hydrae.

Daneben kann auch die Normalhelligkeit schwanken aufgrund von Änderungen an der Oberfläche von einer oder beiden Komponenten des Bedeckungsveränderlichen. Zu den bekanntesten Beispielen gehören die RS-Canum-Venaticorum-Sterne. Auf der Oberfläche eines späten Riesen bilden sich Sternflecken mit einem Radius bis zu 20° und einer Temperatur, die circa 1500 K unterhalb der ungestörten Sternoberfläche liegt. Dies führt zu Einsenkungen in den Lichtkurven, die im Laufe von Monaten bis Jahren durch die Lichtkurve wandern. Bei Bedeckungsveränderlichen ist aufgrund der gebundenen Rotation die Rotationsperiode identisch mit der Bahnumlaufdauer. Das langsame Wandern der Sternflecken über die Oberfläche ist daher die Folge einer differentiellen Rotation in den späten Riesen. Auch bedeckungsveränderliche BY-Draconis-Sterne zeigen eine vergleichbare Modulation der Lichtkurve. Bei dieser Sternklasse handelt es sich um späte Zwerge mit Sternflecken auf ihren Oberflächen.

Wenn ein Planet seinem Zentralstern zu nahe kommt, heizt er sich so weit auf, dass Teile seiner Oberfläche verdampfen und die Materie das Gravitationsfeld des Super Mercury verlassen können. Wenn die Bahn des Planeten von der Erde aus gesehen vor dem Stern vorbeiführt, kann es zu einer veränderlichen Tiefe und Dauer des Bedeckungsminima kommen. Dabei ist die Umlaufdauer konstant wie im Fall von KIC 12557548, wo die Tiefe der Minima zwischen 0,2 % und 1,2 % schwankt. Die verdampfte Materie kondensiert in einer Entfernung vom Stern wieder zu Staub und absorbiert das Sternlicht sehr effektiv. Die Bedeckungslichtkurve ist asymmetrisch und wie bei allen Planetentransits fehlt das sekundäre Minimum.

Siehe auch: Doppelperiodischer Veränderlicher

Weblinks

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

Einzelnachweise

  1. z. B. Zdenek Kopal: Dynamics of Close Binary Systems. 1978 (1914), S. 3 unten; The Philosophical Transactions of the Royal Society of London, from Their Commencement in 1665 to the Year 1800. veröffentlicht 1809, S. 456ff
  2. W. Strohmeier: Veränderliche Sterne. Treugesell-Verlag, Düsseldorf 1974. 
  3. John R. Percy: Understanding Variable Stars. Cambridge University Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-23253-1. 
  4. A. Weigert, H. J. Wendker, Lutz Wisotzki: Astronomie und Astrophysik. Ein Grundkurs. 5. Auflage. Wiley-VCH, 2009. 
  5. Joshua A. Carter u. a.: KOI-126: A Triply-Eclipsing Hierarchical Triple with Two Low-Mass Stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arxiv:1102.0562v1. 
  6. Alceste Z. Bonanos: 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, arxiv:astro-ph/0610923. 
  7. P. Zasche: On the apsidal-motion of thirteen eclipsing binaries. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1204.5578v1. 
  8. S. Albrecht, S. Reffert, I. Snellen: Misaligned spin and orbital axes cause the anomalous precession of DI Herculis. In: Nature. Band 461, 2009, S. 373–376, doi:10.1038/nature08408. 
  9. M. De Laurentis, R. De Rosa, F. Garufi, L. Milano: Testing gravitational theories using Eccentric Eclipsing Detached Binaries. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1207.5410v1. 
  10. Cuno Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel: Veränderliche Sterne. J. A. Barth Verlag, Leipzig 1990, ISBN 3-335-00224-5. 
  11. D. R. Gies, S. J. Williams, R. A. Matson, Z. Guo, S. M. Thomas: A Search for Hierarchical Triples using Kepler Eclipse Timing. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1204.0030v1. 
  12. Jetsu, L., Porceddu, S., Lyytinen, J., Kajatkari, P., Lehtinen, J., Markkanen, T, Toivari-Viitala, J.: Did the Ancient Egyptians Record the Period of the Eclipsing Binary Algol – The Raging One? In: The Astrophysical Journal. 773. Jahrgang, Nr. 1, 2013, S. A1 (14pp), doi:10.1088/0004-637X/773/1/1, bibcode:2013ApJ...773....1J. 
  13. P. Zasche and A. Paschke: HS Hydrae about to turn off its eclipses. In: Astronomy & Astrophysics. Band 542, 2012, S. L23, doi:10.1051/0004-6361/201219392. 
  14. Arnold, C. N., Montle, R. E., Stuhlinger, T. W., & Hall, D. S.: UBV photometry and light curve solution of the eclipsing RS CVn binary SS Cam. In: Acta Astronomica. Band 29, 1979, S. 243–258. 
  15. J. MacDonald and D. J. Mullan: Precision modeling of M dwarf stars: the magnetic components of CM Draconis. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arxiv:1106.1452v1. 
  16. M. Brogi, C. U. Keller, M. de Juan Ovelar, M. A. Kenworthy, R. J. de Kok, M. Min, I. A. G. Snellen: Evidence for the disintegration of KIC 12557548 b. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1208.2988. 

Autor: www.NiNa.Az

Veröffentlichungsdatum: 16 Jul 2025 / 17:01

wikipedia, wiki, deutsches, deutschland, buch, bücher, bibliothek artikel lesen, herunterladen kostenlos kostenloser herunterladen, MP3, Video, MP4, 3GP, JPG, JPEG, GIF, PNG, Bild, Musik, Lied, Film, Buch, Spiel, Spiele, Mobiltelefon, Mobil, Telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, komputer, Informationen zu Bedeckungsveränderlicher Stern, Was ist Bedeckungsveränderlicher Stern? Was bedeutet Bedeckungsveränderlicher Stern?

Ein bedeckungsveranderlicher Stern oder fotometrischer Doppelstern ist ein Doppelsternsystem dessen Bahn so im Raum liegt dass sich die beiden Sterne von der Erde aus gesehen periodisch verdecken Animation eines bedeckungsveranderlichen Doppelsterns mit resultierender Lichtkurve Der Prototyp dieser Doppelsterne ist Algol b Persei im Sternbild Perseus den die Araber im Mittelalter Teufelsstern nannten Seine Veranderlichkeit wurde bereits in der Antike bemerkt und seine genaue Periodizitat 1783 84 von John Goodricke in den Philosophical Transactions veroffentlicht Algols Helligkeit sinkt alle 2 87 Tage auf ein Drittel ab und zeigt in der halben Periode ein kleines Nebenminimum Analyse der LichtkurveAus der Lichtkurve der Anderung der Helligkeit des nicht aufgelosten Doppelsternsystems wahrend eines Umlaufs um den gemeinsamen Schwerpunkt konnen die folgenden Parameter abgeleitet werden Die Umlaufzeit 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 Flachenhelligkeiten der Sterne die relativen Radien die Bahnneigung die Randverdunkelung die Gravitationsverdunkelung die Abweichung von der Kugelform durch Zentrifugalkrafte und den relativen Abstand geschlossen werden Wird die Beobachtung in einem fotometrischen System in mehreren Wellenlangen durchgefuhrt kann auch auf die Oberflachentemperatur der Sterne geschlossen werden Da Sterne nur einen begrenzten Bereich von Zustandsgrossen annehmen konnen ist damit eine Bestimmung der absoluten Parameter wie Leuchtkraft und von geometrischen Parametern z B Sternradien moglich Wird der Verlauf der Radialgeschwindigkeit mittels des Dopplereffekts bestimmt konnen auch die Massen der Sterne sowie die Bahnexzentrizitat berechnet werden Da nur bei bedeckungsveranderlichen Sternen die Bahnneigung eines optisch nicht in seine Komponenten auflosbaren Doppelsternsystems bestimmt werden kann sind sie die wichtigste Quelle zur Bestimmung von Sternmassen KlassifizierungEs gibt zwei Hauptklassifizierungen fur Bedeckungsveranderliche anhand der Lichtkurve und den geometrischen Verhaltnissen Lichtkurve Algolsterne zeigen eine annahernd konstante Helligkeit zwischen den Minima Bei Beta Lyrae Sternen ist der Lichtwechsel kontinuierlich veranderlich mit abgerundeten Maxima aber unterschiedlich tiefen Minima Die Umlaufdauer liegt zwischen einem und bis zu 20 Tagen Die W Ursae Majoris Sterne ahneln den Beta Lyrae Sternen ohne Stillstande wobei die Minima annahernd gleich tief sind Die Umlaufdauer ist kurzer als ein Tag Geometrische Verhaltnisse Getrennte Systeme die zwischen den Komponenten keinen Materieaustausch zeigen Halbgetrennte Systeme bei denen eine Komponente die maximale Ausdehnung im Doppelsternsystem eingenommen hat Bei jeder weiteren Expansion dieser Komponente wurde Materie zum Begleiter fliessen Bei Kontaktsystemen hat jede Komponente die maximale Ausdehnung angenommen und es besteht ein bestandiger Materieaustausch zwischen den beiden Sternen Detached binary Doppelsterne umkreisen einander beeinflussen sich aber nicht so stark dass sie die Roche Grenze uberschreiten Semidetached binary Doppelsterne beeinflussen sich so stark dass die Roche Grenze uberschritten wird Contact binary Doppelsterne im physischen Kontakt Unter Umstanden bilden sie sogar eine gemeinsame Hulle Siehe auch Wechselwirkender DoppelsternSonderformenNeben Sternen konnen auch nichtleuchtende Begleiter eine Bedeckung verursachen Dazu gehoren Exoplaneten Braune Zwerge und Staubscheiben wie im Fall Epsilon Aurigae Weil diese Objekte nicht selbst leuchten wird nur ein Ruckgang der Helligkeit bei einem Bedeckungsveranderlichen pro Umlauf beobachtet Planeten und braune Zwerge haben einen wesentlich kleineren Durchmesser als Sterne und deshalb ist die Helligkeitsanderung im Minimum gering Die notwendige Messgenauigkeit lasst sich ausserhalb der Erdatmosphare mit wesentlich geringerem Instrumentenaufwand erreichen speziell bei der gleichzeitigen und lange andauernden Uberwachung einer grossen Anzahl von Sternen zur Suche nach solchen Minima So sind zum Beispiel die primaren Ziele der Satellitenmissionen Kepler und COROT die Suche nach Exoplaneten mittels der Transitmethode Daneben gibt es auch Dreifach Bedeckungssysteme wie KOI 126 Hier umlauft in einer exzentrischen Bahn ein Stern ein enges Doppelsternsystem wobei beide Sterne des engen Systems von dem ausgedehnten Begleiter bedeckt werden konnen Die Lichtkurve erscheint unregelmassig veranderlich aufgrund der Uberlagerung der Minima Nutzen fur die AstrophysikKunstlerische Darstellung eines Doppelsternsystems Ein kompakter Stern akkretiert Gas der Atmosphare seines Partners Der astrophysikalische Nutzen dieser Sternenklasse besteht in der Moglichkeit durch Messung der Lichtkurve auf die Bahndaten und physikalischen Zustandsgrossen der Sterne in dem Doppelsternsystem schliessen zu konnen So ist es mit Hilfe der neuen Generation von Grossteleskopen moglich bedeckungsveranderliche 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 Bedeckungsveranderliche erlauben weiterhin die raumliche Auflosung von Strukturen auf oder nahe den Sternen des Doppelsternsystems Dazu gehoren Die einander zugewandten Hemispharen der Sterne sind heller durch den Reflexionseffekt bei engen Doppelsternsystemen Sternflecken ahnlich den Sonnenflecken Fackeln ahnlich den Sonnenfackeln Materiestrome zwischen den Sternen Ringe und Akkretionsscheiben um den Masseempfanger Heisse Flecken an der Sternoberflache wo Materiestrome aufprallen und ihre Bewegungsenergie freisetzen Bei den Zeta Aurigae und VV Cephei Systemen wird ein Hauptreihenstern als Lichtquelle zur Durchleuchtung und Analyse der ausgedehnten Atmosphare eines Roten Riesen genutzt Die Beobachtung einer Apsidendrehung der Bahn eines Bedeckungsveranderlichen ist relativ einfach da in diesem Fall sich die Position des Haupt und des Nebenminimums relativ zueinander verandern Da die Apsidendrehung auch abhangig von dem Aufbau der Sterne in dem Doppelsternsystem ist konnen Bedeckungsveranderliche auch zur Verifizierung von Modellen der inneren Struktur von Sternen genutzt werden Allerdings mussen dafur die Rotationsparameter und die Ausrichtung der Achsen bekannt sein wie im Falle DI Herculis Die Apsidendrehung kann auch zur Falsifikation von alternativen Gravitationstheorien genutzt werden Mit diesen Hypothesen konnen die beobachteten Abweichungen der Rotationskurven von Galaxien die dynamische Stabilitat von Galaxienhaufen und die Gravitationslinsen durch Galaxien oder Cluster ebenso gut erklart werden wie durch die Annahme von dunkler Materie Die beobachteten Apsidendrehungen bei bedeckungsveranderlichen Sternen mit einer grossen Bahnexzentrizitat sollten in einigen Jahren von den nach der Relativitatstheorie berechneten Werten abweichen und eine Unterscheidung ermoglichen Da mit dem Abstand auch die Wahrscheinlichkeit einer gegenseitigen Bedeckung der Sterne abnimmt haben die meisten Bedeckungsveranderlichen kurze Perioden und daher eine kleine Bahnhalbachse im Verhaltnis 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 Aktivitat PeriodenanderungenAnderungen in dem Gesamtdrehimpuls des Doppelsternsystems oder in der Verteilung des Drehimpuls sollten zu einer Verschiebung des Zeitpunkts minimaler Helligkeit fuhren Da sich die Anderung mit jedem Umlauf kumuliert sind kleinste Abweichungen messbar und Beobachtungen zeigen dass die Umlaufzeiten vieler bedeckungsveranderlicher Sterne nicht konstant sind Dabei sind folgende Phanomene bekannt die eine Periodenanderung auslosen oder vortauschen konnen Apsidendrehung Beim Lichtlaufzeiteffekt umkreist ein dritter Korper das Doppelsternsystem und verschiebt damit den Schwerpunkt um den sich die beiden Sterne des Bedeckungsveranderlichen bewegen Aufgrund der Endlichkeit der Lichtgeschwindigkeit verschiebt dies den Zeitpunkt minimaler Helligkeit Massenaustausch zwischen den Komponenten Massenverlust aus dem Doppelsternsystem z B durch Sternwinde 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 Zyklus umverteilt zwischen der inneren und ausseren Konvektionszone eines Sterns Dies fuhrt zu einer Anderung der Rotationsabplattung und damit indirekt auch der Umlaufdauer die dabei sowohl zunehmen und als auch abnehmen kann Nach Beobachtungen treten zyklische Periodenzu und abnahmen fast ausschliesslich nur bei bedeckungsveranderlichen Sternen auf bei denen wenigstens eine Komponente magnetische Aktivitat zeigt Eine asymmetrische Helligkeitsverteilung auf der zu bedeckenden Hemisphare durch Sternflecken Durch Gezeitenkrafte ausgeloste Pulsationen die haufig in Resonanz mit der Umlaufdauer des Doppelsterns sind Die meisten beobachteten Periodenanderungen bei bedeckungsveranderlichen Sternen werden dem Massenaustausch zwischen den Komponenten der Doppelsternsysteme zugeschrieben Allerdings ist die Ursache vieler zyklischer Periodenanderungen nicht bekannt Anderung der LichtkurveLauft ein dritter Stern um das gemeinsame Massenzentrum und liegt seine Umlaufbahn dabei nicht in der Ebene des Bedeckungsveranderlichen so fuhrt dies zu einer Prazession der Bahn des engen Doppelsternsystems In der Folge verandert sich die Inklination der Bahn und damit auch die Tiefe der Minima Insgesamt ist nur eine geringe Zahl an Dreifachsystemen bekannt mit einer veranderlichen Tiefe der Minima aufgrund des gravitativen Einflusses eines dritten Korpers Zu diesen Sternen gehoren Algol und HS Hydrae Daneben kann auch die Normalhelligkeit schwanken aufgrund von Anderungen an der Oberflache von einer oder beiden Komponenten des Bedeckungsveranderlichen Zu den bekanntesten Beispielen gehoren die RS Canum Venaticorum Sterne Auf der Oberflache eines spaten Riesen bilden sich Sternflecken mit einem Radius bis zu 20 und einer Temperatur die circa 1500 K unterhalb der ungestorten Sternoberflache liegt Dies fuhrt zu Einsenkungen in den Lichtkurven die im Laufe von Monaten bis Jahren durch die Lichtkurve wandern Bei Bedeckungsveranderlichen ist aufgrund der gebundenen Rotation die Rotationsperiode identisch mit der Bahnumlaufdauer Das langsame Wandern der Sternflecken uber die Oberflache ist daher die Folge einer differentiellen Rotation in den spaten Riesen Auch bedeckungsveranderliche BY Draconis Sterne zeigen eine vergleichbare Modulation der Lichtkurve Bei dieser Sternklasse handelt es sich um spate Zwerge mit Sternflecken auf ihren Oberflachen Kunstlerische Darstellung der vom Planeten KIC 12557548b ausgehenden Staubwolke Wenn ein Planet seinem Zentralstern zu nahe kommt heizt er sich so weit auf dass Teile seiner Oberflache verdampfen und die Materie das Gravitationsfeld des Super Mercury verlassen konnen Wenn die Bahn des Planeten von der Erde aus gesehen vor dem Stern vorbeifuhrt kann es zu einer veranderlichen Tiefe und Dauer des Bedeckungsminima kommen Dabei ist die Umlaufdauer konstant wie im Fall von KIC 12557548 wo die Tiefe der Minima zwischen 0 2 und 1 2 schwankt Die verdampfte Materie kondensiert in einer Entfernung vom Stern wieder zu Staub und absorbiert das Sternlicht sehr effektiv Die Bedeckungslichtkurve ist asymmetrisch und wie bei allen Planetentransits fehlt das sekundare Minimum Siehe auch Doppelperiodischer VeranderlicherWeblinksSternwarte Hagen interaktives Java Applet zur Veranschaulichung der Geometrie und der resultierenden Lichtkurven nebst theoretischer Behandlung Einzelnachweisez B Zdenek Kopal Dynamics of Close Binary Systems 1978 1914 S 3 unten The Philosophical Transactions of the Royal Society of London from Their Commencement in 1665 to the Year 1800 veroffentlicht 1809 S 456ff W Strohmeier Veranderliche Sterne Treugesell Verlag Dusseldorf 1974 John R Percy Understanding Variable Stars Cambridge University Press Cambridge 2007 ISBN 978 0 521 23253 1 A Weigert H J Wendker Lutz Wisotzki Astronomie und Astrophysik Ein Grundkurs 5 Auflage Wiley VCH 2009 Joshua A Carter u a KOI 126 A Triply Eclipsing Hierarchical Triple with Two Low Mass Stars In Astrophysics Solar and Stellar Astrophysics 2011 arxiv 1102 0562v1 Alceste Z Bonanos 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 arxiv astro ph 0610923 P Zasche On the apsidal motion of thirteen eclipsing binaries In Astrophysics Solar and Stellar Astrophysics 2012 arxiv 1204 5578v1 S Albrecht S Reffert I Snellen Misaligned spin and orbital axes cause the anomalous precession of DI Herculis In Nature Band 461 2009 S 373 376 doi 10 1038 nature08408 M De Laurentis R De Rosa F Garufi L Milano Testing gravitational theories using Eccentric Eclipsing Detached Binaries In Astrophysics Solar and Stellar Astrophysics 2012 arxiv 1207 5410v1 Cuno Hoffmeister G Richter W Wenzel Veranderliche Sterne J A Barth Verlag Leipzig 1990 ISBN 3 335 00224 5 D R Gies S J Williams R A Matson Z Guo S M Thomas A Search for Hierarchical Triples using Kepler Eclipse Timing In Astrophysics Solar and Stellar Astrophysics 2012 arxiv 1204 0030v1 Jetsu L Porceddu S Lyytinen J Kajatkari P Lehtinen J Markkanen T Toivari Viitala J Did the Ancient Egyptians Record the Period of the Eclipsing Binary Algol The Raging One In The Astrophysical Journal 773 Jahrgang Nr 1 2013 S A1 14pp doi 10 1088 0004 637X 773 1 1 bibcode 2013ApJ 773 1J P Zasche and A Paschke HS Hydrae about to turn off its eclipses In Astronomy amp Astrophysics Band 542 2012 S L23 doi 10 1051 0004 6361 201219392 Arnold C N Montle R E Stuhlinger T W amp Hall D S UBV photometry and light curve solution of the eclipsing RS CVn binary SS Cam In Acta Astronomica Band 29 1979 S 243 258 J MacDonald and D J Mullan Precision modeling of M dwarf stars the magnetic components of CM Draconis In Astrophysics Solar and Stellar Astrophysics 2011 arxiv 1106 1452v1 M Brogi C U Keller M de Juan Ovelar M A Kenworthy R J de Kok M Min I A G Snellen Evidence for the disintegration of KIC 12557548 b In Astrophysics Solar and Stellar Astrophysics 2012 arxiv 1208 2988

Neueste Artikel
  • Juli 19, 2025

    Landschaftspark Grütt

  • Juli 19, 2025

    Landkreis Schönberg

  • Juli 19, 2025

    Landkreis Bärn

  • Juli 19, 2025

    Landkreis Angermünde

  • Juli 19, 2025

    Landgericht Schönberg

www.NiNa.Az - Studio

    Kontaktieren Sie uns
    Sprachen
    Kontaktieren Sie uns
    DMCA Sitemap
    © 2019 nina.az - Alle Rechte vorbehalten.
    Copyright: Dadash Mammadov
    Eine kostenlose Website, die Daten- und Dateiaustausch aus der ganzen Welt ermöglicht.
    Spi.