Algolstern

Der Begriff der Algolsterne (kurz Algols) beschreibt sowohl eine Klasse von bedeckungsveränderlichen Sternen, deren Helligkeit sich im Maximum nicht oder kaum ändert, als auch eine Gruppe von wechselwirkenden Doppelsternen. Beide Sternklassen sind nach ihrem Prototypen Algol im Sternbild Perseus benannt.

Inhaltsverzeichnis

Bedeckungsveränderliche Sterne vom Typ Algol

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

Algolsterne (GCVS-Systematikkürzel: EA) sind Doppelsternsysteme bestehend aus zwei kugelförmigen oder nur geringfügig durch Zentrifugalkräfte ellipsoid verformten Einzelsternen. Die Bahnebene liegt so im Raum, dass sich die Sterne auf ihrer Umlaufbahn gegenseitig bedecken und dabei weniger Strahlung zur Erde gelangt. Der Zeitpunkt des Beginns und des Endes eines Minimums ist bei Algolsternen eindeutig definiert im Unterschied zu den Beta-Lyrae-Sternen und W-Ursae-Majoris-Sternen, die einen kontinuierlichen Lichtwechsel aufgrund der starken Verformung der Sterne in diesen Doppelsternsystemen zeigen[3].

Zwischen den Minima bleibt die Helligkeit der bedeckungsveränderlichen Sterne vom Typ Algol annähernd konstant. Eine geringfügige Helligkeitsänderung kann die Folge eines Reflektionseffektes, elliptischer Verformung der Sternkomponenten oder intrinsischer Veränderlichkeit sein. Die Perioden von Algolsternen liegen zwischen circa 0,2 und über 10.000 Tagen, wobei die längste bekannte Periode mit 27 Jahren der Stern Almaaz im Sternbild Fuhrmann hält. Die Amplitude der Helligkeitsänderungen bei den Algolsternen kann bis zu einigen Magnituden groß sein[4].

Die Algol-Sterne wurden nach dem Stern Algol im Sternbild Perseus benannt, dem ersten (1669 durch Geminiano Montanari) entdeckten Bedeckungsveränderlichen.[5] Insgesamt sind heute einige tausend Sterne dieses Typs bekannt.[6]

Wechselwirkende Doppelsterne vom Typ Algol

Die zweite Sternklasse mit dem Namen Algolsterne beschreibt Doppelsterne, bei denen ein masseärmerer Stern weiter entwickelt ist als ein massereicherer Stern. Dies steht im Widerspruch zu der Sternentwicklung von Einzelsternen, die mit steigender Masse schneller verläuft und wird auch als Algol-Paradox bezeichnet. Diese Algolsterne zeigen häufig, dass der massereichere Stern schneller rotiert als die Umlaufdauer des Doppelsternsystems. Bei einigen Algolsternen kann auch ein Massestrom von dem masseärmeren Begleiter zu einem heißen Fleck auf dem schweren Stern nachgewiesen werden. Im heißen Fleck trifft die Materie auf die Atmosphäre und kinetische wird in thermische Energie umgesetzt. Der jetzt masseärmere Stern verfügte ursprünglich über die größere Masse und hat sich von der Hauptreihe fortentwickelt. Dabei begann er zu expandieren bis er das Roche-Grenzvolumen überschritten hat. Wird diese Grenze überschritten fließt Materie zu dem Begleiter und innerhalb eines kurzen Zeitraums kommt es zu einer Massenumkehr. Daher ist in der Algolphase nach dem rapiden Massentransfer der masseärmere Stern weiter entwickelt und der massereichere rotiert mit hoher Geschwindigkeit aufgrund der Übertragung von Drehimpuls zwischen den beiden Sternen[7].

Einzelnachweise

  1. D. Gossman, Light Curves and Their Secrets, Sky & Telescope (October 1989, p.410)
  2. Eclipsing Binary Simulation, Cornell Astronomy
  3. John R. Percy: Understanding Variable Stars. Cambridge University Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-23253-1.
  4. Cuno Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel: Veränderliche Sterne. J. A. Barth Verlag, Leipzig 1990, ISBN 3-335-00224-5.
  5. Astro-Lexikon V 1 (Andreas Müller)
  6. General Catalogue of Variable Stars (2003)
  7. S.N.Shore, M. Livio, E.P.J van den Heuvel: Interacting Binaries. Springer-Verlag, Berlin 1992, ISBN 3-540-57014-4.

Siehe auch

Weblinks


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