Physikkurs für Kekse am Leibniz-Kolleg Tübingen

Leibniz Physikkurs 2001/2002

Doppelsternsysteme: Bedeckungs- und Eruptionsveränderliche

Algol-Sterne
  - benannt nach beta Persei (Algol)
  - 2 unterschiedlich tiefe Minima: Haupt- und Nebenminimum
  - größerer Stern (meist kühler Riese) bedeckt kleinen heißen Stern: tiefes
     Minimum
  - kleiner heißer Stern geht vor dem Riesen vorbei: nur geringe Veränderung
    der Gesamthelligkeit
  - partielle oder totale Bedeckung
  - bei vorhandenem Spektrum beider Komponenten ist eine Bestimmung der
    Sternmassen möglich
beta-Lyrae-Sterne
  - benannt nach beta Lyrae
  - Gesamthelligkeit variiert kontinuierlich
  - ein Stern besitzt ellipsoidale Form, weshalb sich seine Helligkeit
    auch außerhalb der Bedeckungen ändert
  - ein Stern füllt sein Roche-Volumen aus und verliert Masse an den
    Begleiter
  - Massenfluß verursacht zusätzliche Effekte in der Lichtkurve
W UMa-Sterne
  - benannt nach W Ursae Majoris
  - Minima der Lichtkurve fast identisch, sehr breit und abgerundet
  - Kontaktsystem: beide Komponenten füllen ihr Roche-Volumen aus

Newtonsches Gravitationsgesetz,
beschreibt die Kraft F, die zwei Körper der Massen M₁ und M₂ mit Abstand R aufeinander ausüben:
F = - G * M₁ * M₂ / R²
Erstes Keplersches Gesetz
Die Planeten bewegen sich in Ellipsen, in deren einem gemeinsamen Brennpunkt sich die Sonne befindet.
Zweites Keplersches Gesetz
Der Radiusvektor eines Planeten überstreicht in gleichen Zeiten gleiche Flächen.
Drittes Keplersches Gesetz
Die Quadrate der Umlaufzeiten verhalten sich wie die Kuben der großen Halbachsen.
Die Gesetze sind auch auf Doppelsternsysteme anwendbar.

Die Komponenten eines weiten Doppelsternsystems entwickeln sich nahezu unabhängig voneinander wie Einzelsterne.
Enge DS-Systeme werden unterteilt in getrennte, halbgetrennte und Kontaksysteme.
Am Ende des Hauptreihenstadiums dehnt sich der massereichere Stern aus und überschreitet sein Roche-Volumen, es setzt Massentransfer zum Begleiter ein.
Nach einigen Millionen Jahren ist der ursprünglich massereichere nun der masseärmere, der Massenaustausch kommt zum Stillstand, er kontrahiert zu einem Weißen Zwerg (WD).
Der nun massereichere beginnt jetzt sich zu entwickeln, auszudehnen und Masse an den WD zu verlieren.
Die überströmende Masse wird über eine Akkretionsscheibe an der Oberfläche des WD angelagert, es kommt immer wieder zu Nova-Ausbrüchen (Kataklysmische Variable, Eruptionsveränderliche).
Die Masse des WD wächst stetig; überschreitet sie die Chandrasekhar-Grenze, kommt es zu einer Supernova Typ I.
Dieses Entwicklungsszenario erklärt das sog. Algol-Paradoxon und die Existenz von Blue Stragglers.

Alle Sterne eines Sternhaufens sind etwa gleich weit entfernt und gleich alt.
Im HRD eines Sternhaufens erkennt man, dass ab einer bestimmten Stelle auf der Hauptreihe die Sterne nach rechts "abgebogen" sind, ein "Knie" hat sich gebildet.
Anhand dieser Stelle lässt sich die Masse der Sterne bestimmen, die eben von der Hauptreihe abbiegen.
Sternentwicklungsrechnungen liefern zu dieser Masse das zugehörige Alter, das gleichzeitig das Alter des Haufens ist (s.o.).