Bedeckungsveränderlicher
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Animation eines bedeckungsveränderlichen Doppelsterns mit resultierender Lichtkurve.[1][2]

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

Im Allgemeinen werden die beiden Sterne des Doppelsternsystems verschiedene Größen und verschiedene Oberflächentemperaturen haben.

Verdeckt der kleinere Stern einen Bereich des größeren, erreicht das Licht, das vom verdeckten Teil seiner Oberfläche ausgeht, den Beobachter nicht. Man nennt diese Phase den Transit und die Helligkeit des Gesamtsystems ist während dieser Phase niedriger als zu den Zeiten, an denen beide Sterne nebeneinander stehen. In der Lichtkurve ergibt sich ein „Delle“, die in ihrer Mitte ein Minimum erreicht.

Läuft der kleinere Stern ganz oder teilweise hinter dem großen vorbei, erreicht den Beobachter das Licht dieses kleineren Sterns ganz oder teilweise nicht (totale, bzw. partielle Bedeckung). Es ergibt sich also zwischen je zwei Transit-Minima ein weiteres Minimum. Welche Art von Minimum tiefer ausfällt, hängt von der Flächenhelligkeit der beiden Sterne ab. Ist die Flächenhelligkeit des kleinen Sternes geringer, wie im Bild rechts, so ist das Transit-Minimum tiefer (ein Extremfall dieser Konstellation ist der Transit eines Planeten vor einem Stern). Andernfalls ist das Transit-Minimum flacher, ein Fall der häufig auftritt, wenn der große Stern ein roter Riese ist.

Da die Änderung der Leuchtkraft eines Bedeckungsveränderlichen nur von den relativ konstanten Zustandsgrößen der Sterne und der Geometrie und der Umlaufdauer des Systems abhängig ist, ist die Lichtkurve streng periodisch. Die Form der Minima ist von der Geometrie, d.h. den Bahndaten des Systems und dem Winkel, unter dem die Bahnebene von der Erde aus gesehen wird, abhängig, sowie von den physikalischen Zustandsgrößen der beteiligten Sterne (insbesondere Radius, Leuchtkraft und Randverdunkelung).

Der große astrophysikalische Nutzen dieser Sternenklasse entsteht durch die Möglichkeit, durch genaue Messung der Lichtkurve auf die gerade angesprochenen Bahndaten und physikalischen Zustandsgrößen schließen zu können. Man benötigt hierzu zusätzlich einige relativ leicht zu messende spektroskopische Daten, um auf die Oberflächentemperatur und die Relativgeschwindigkeit der beiden Sterne schließen zu können.

Man unterscheidet anhand der Lichtkurven zwischen

benannt nach charakteristischen Vertretern ihrer Art.

Viele der bisher nachgewiesenen Exoplaneten wurden durch die Methode der Sternbedeckung nachgewiesen. Weil Planeten nicht selbst leuchten, wird dabei nur ein periodischer Rückgang der Leuchtkraft eines Sternes pro Umlauf beobachtet; dieser Rückgang ist zudem sehr gering, weil Planeten wesentlich keiner sind als Sterne.

In letzter Zeit (Stand 2006) wurde es mithilfe der Teleskope der 8-Meter-Klasse möglich, die Bahnelemente zahlreicher Bedeckungsveränderlicher innerhalb der Lokalen Gruppe zu bestimmen. Es wird damit möglich diese als so genannte Standardkerzen zu benutzen. Die Messungen der Entfernung zu den Magellanschen Wolken, dem Andromedanebel und dem Dreiecksnebel mit dieser Methode haben bisher eine Genauigkeit von bis zu 6% erreicht.[3]

Siehe auch

Weblinks

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

Quellen

  1. D. Gossman, Light Curves and Their Secrets, Sky & Telescope (October 1989, p.410)
  2. Eclipsing Binary Simulation, Cornell Astronomy
  3. 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


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