Bedeckungsveränderliche und spektroskopische Doppelsterne

Wenn die Umlaufbahn eines Doppelsternsystems nahezu randständig betrachtet wird, bedecken sich die Sterne gegenseitig, und ihr Licht verschiebt sich in der Wellenlänge, während sie umkreisen; die Kombination dieser Effekte liefert die Massen und Radien von Sternen mit außergewöhnlicher Präzision.

Definition

Ein spektroskopischer Doppelstern ist ein solcher, der durch die periodische Verschiebung seiner Spektrallinien aufgrund der Orbitalbewegung identifiziert wird, und ein Bedeckungsveränderlicher ist ein solcher, bei dem die Sterne aus unserer Sicht periodisch voreinander vorbeiziehen, was messbare Helligkeitsabfälle verursacht.

Scope

Das Thema umfasst spektroskopische Doppelsterne, die durch die periodischen Doppler-Verschiebungen ihrer Spektrallinien detektiert werden, Bedeckungsveränderliche, deren Helligkeit abnimmt, wenn ein Stern vor dem anderen vorbeizieht, die Analyse von Lichtkurven und Radialgeschwindigkeitskurven sowie die Bestimmung genauer Sternmassen, Radien und Temperaturen aus Systemen, in denen beide Effekte beobachtet werden.

Core questions

• Wie werden spektroskopische Doppelsterne detektiert?
• Was verursacht die Helligkeitsabfälle bei einem Bedeckungsveränderlichen?
• Wie ergeben Bedeckungen und Radialgeschwindigkeiten zusammen Sternradien und -massen?
• Warum sind getrennte Bedeckungsveränderliche so wertvoll?

Key concepts

• Radialgeschwindigkeitskurve
• Massenfunktion
• Doppellinien-Doppelstern
• Lichtkurve
• primäre und sekundäre Bedeckung
• Bahnneigung
• fundamentale Sternparameter

Key theories

Radialgeschwindigkeiten und die Massenfunktion

Die Orbitalbewegung verschiebt die Spektrallinien eines Sterns durch den Doppler-Effekt hin und her; die Amplitude und Form der Radialgeschwindigkeitskurve schränken die Massen durch die spektroskopische Massenfunktion ein, und ein Doppellinien-System liefert das Massenverhältnis direkt.

Lichtkurvenanalyse von Bedeckungen

Die Tiefen, Dauern und Formen der Bedeckungen in der Lichtkurve, kombiniert mit den Orbitalgeschwindigkeiten, ergeben die relativen Radien, Temperaturen und die Bahnneigung der Sterne; ein getrennter Doppellinien-Bedeckungsveränderlicher liefert absolute Massen und Radien mit einer Genauigkeit von wenigen Prozent.

Mechanisms

Während die Sterne umkreisen, verschiebt ihre Bewegung auf uns zu und von uns weg ihre Spektrallinien, wodurch Radialgeschwindigkeitskurven entstehen; wenn die Umlaufbahn nahezu randständig ist, blockiert jeder Stern den anderen periodisch, wodurch Bedeckungen entstehen, deren Zeitpunkt und Tiefe die Größen der Sterne und die Inklination offenbaren. Zusammen durchbrechen diese die Degenerationen, die andere Methoden einschränken, und liefern absolute Massen und Radien.

Clinical relevance

Getrennte Bedeckungsveränderliche liefern die genauesten verfügbaren fundamentalen Sternparameter und dienen als Benchmarks, an denen Modelle der Sternentwicklung getestet werden; sie dienen auch als präzise Entfernungsindikatoren für nahe Galaxien und verankern Stufen der kosmischen Entfernungsskala.

History

Goodricke erklärte die Variabilität von Algol im achtzehnten Jahrhundert als Bedeckungen durch einen unsichtbaren Begleiter, Russell und Shapley entwickelten im frühen zwanzigsten Jahrhundert Methoden zur Extraktion von Bahnelementen aus Bedeckungslichtkurven, und Kopal und spätere Forscher verfeinerten die Modellierung, die heute zur Ableitung präziser Sternparameter verwendet wird.

Key figures

• Henry Norris Russell
• Harlow Shapley
• John Goodricke
• Zdenek Kopal

Seminal works

• torres2010
• russell1912

Frequently asked questions

Wofür ist der Stern Algol ein Beispiel?

Algol ist der Prototyp eines Bedeckungsveränderlichen: Sein regelmäßiges, mit bloßem Auge wahrnehmbares Abdimmen wird durch einen schwächeren Begleitstern verursacht, der periodisch vor dem helleren vorbeizieht, ein Phänomen, das erstmals von John Goodricke korrekt als Bedeckung erklärt wurde.

Warum sind Bedeckungsveränderliche, die auch spektroskopisch sind, so nützlich?

Die Spektroskopie liefert die Geschwindigkeiten der Sterne, und die Bedeckungen fixieren die Bahnneigung und die relativen Größen; ihre Kombination beseitigt die übliche Unbekannte, wie die Umlaufbahn geneigt ist, wodurch Astronomen die absoluten Massen und Radien beider Sterne mit hoher Präzision bestimmen können.