Bisher habe ich mich mit lediglich einem einzigen Typ Veränderlicher Sterne befaßt, und zwar mit Bedeckungsveränderlichen. Hierbei handelt es sich um Doppelsternsysteme, deren Bahn so im Raum orientiert ist, daß es zu gegenseitigen Bedeckungen der beiden Komponenten kommt, was sich in regelmäßigen periodischen Helligkeitsänderungen äußert. Bekanntester Repräsentant dieser Klasse Veränderlicher Sterne ist der "Teufelsstern" Algol (b Persei).

Schon vor längerer Zeit, in den Jahren 1987/88, habe ich zusammen mit Wolfgang Köhler die Lichtkurven der Bedeckungsveränderlichen RZ Cassiopeiae, AI Draconis und VW Cephei vermessen. Dies erfolgte photographisch: Die von uns aufgenommenen Dias wurden an die Wand projiziert, und die Helligkeit des jeweiligen Veränderlichen wurde anhand der von einer Photodiode gelieferten Spannung bestimmt, wobei die Diodenspannung-Magnitudo-Kennlinie für jedes Dia separat anhand einiger Vergleichssterne bekannter, konstanter Helligkeit geeicht wurde. Der hierbei erzielte Meßfehler lag bei deutlich unter einer Zehntel Größenklasse. Da die Umlaufperiode stets als bekannt vorausgetzt wurde, wurden die Messungen immer auf eine einzige Periode reduziert und am Minimumszeitpunkt gespiegelt, um eine bessere Datenbasis für die Untersuchung der Form der Lichtkurve zu erhalten.

Dann entwickelten wir ein Modell für Bedeckungsveränderlichen-Systeme, das folgende Zustandsgrößen berücksichtigt (die entsprechende Software kann ich leider nicht an dieser Stelle hinterlegen, da sie noch auf einem Commodore 64 implementiert wurde und ich die entsprechenden Disketten nicht mehr lesen kann):

• Radien der Sterne relativ zu ihrem Abstand;
• Exzentrizitäten (die Sternform wird aufgrund der Gezeitenkräfte als zweiachsiges Ellipsoid angenähert);
• Relative Leuchtkräfte der Sterne;
• Bahnneigung;
• Randverdunkelung;
• Reflexionseffekt;
• Verhältnis der Oberflächentemperaturen;
• Verhältnis der Sternmassen.

Bei den Beobachtungsergebnissen ist neben der jeweiligen beobachteten und simulierten Lichtkurve bei allen Objekten jeweils auch ein aus den Simulationen abgeleitetes sogenanntes Roche-Modell des Doppelsternsystems wiedergegeben. Die Roche-Grenze (in blau eingezeichnet) markiert die Grenze, bis zu der sich die Sterne während ihres Entwicklungsweges ausdehnen können, ohne daß ein Massenaustausch zwischen den Sternen stattfindet. In getrennten Systemen befinden sich beide Sterne innerhalb der Roche-Grenze. Überschreitet einer der Sterne die Roche-Grenze z. B. während seines Übergangs vom Hauptreihen- zum Riesenstadium, so gibt er Masse an seinen Begleiter ab; hierbei handelt es sich um halbgetrennte Systeme. Erreichen beide Sterne die Roche-Grenze, spricht man von einem Kontaktsystem. Die Komponenten von halbgetrennten und Kontaktsystemen weisen aufgrund des Massenaustausches im Vergleich zu Einzelsternen Besonderheiten in ihrer Entwicklung auf. Da die Roche-Grenze von den Sternmassen abhängt, stellen Untersuchungen von Bedeckungsveränderlichen eine Möglichkeit dar, Sternmassen mit vergleichsweise hoher Genauigkeit zu bestimmen, was für Einzelsterne im allgemeinen nur mit indirekten Methoden und entsprechend geringerer Genauigkeit möglich ist.

Tabelle der Zustandsgrößen

Entwicklungsmodell
 
 

Literatur

[1] H. Drechsel, J. Rahe. Lichtkurvenanalyse von Bedeckungsveränderlichen. Sterne und Weltraum 5/1983.
[2] D. H. McNamara, K. A. Feltz. A Photometric Study of the Eclipsing Binary U Sagittae. Publ. Astr. Soc. Pacific, Oct. 1976.
[3] C. Wöhler, W. Köhler. Die Bestimmung von Systemparametern bedeckungsveränderlicher Doppelsterne. Junge Wissenschaft, Heft 14, August 1989.
[4] C. Wöhler. Die Bestimmung der Zustandsgrößen von sechs repräsentativ ausgewählten Bedeckungsveränderlichen. Junge Wissenschaft, Heft 18, August 1990.
[5] Informationen aller Art zur Veränderlichenbeobachtung sind bei der Bundesdeutschen Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne (BAV) verfügbar.

AI Dra: Beobachtungen, Modell-Lichtkurve und Roche-Modell des Systems

VW Cep: Beobachtungen, Modell-Lichtkurve und Roche-Modell des Systems

SZ Cam: Beobachtungen (entnommen aus [1]), Modell-Lichtkurve und Roche-Modell des Systems

U Sge: Beobachtungen im ultravioletten (340 nm +- 15 nm), im blauen (467 nm +- 9 nm) und im gelben (547 nm +- 11.5 nm) Spektralbereich (entnommen aus [2]), Modell-Lichtkurven und Roche-Modell des Systems

Unter den Lichtkurven des gesamten Zyklus ist jeweils das Hauptminimum vergrößert dargestellt, um die gute Übereinstimmung zwischen Beobachtung und Simulation besser hervorzuheben.
 

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