Aktuelle Hinweise für die Beobachter

Bedeckungsveränderliche Sterne

Frank Walter

 
Aktuelle Hinweise für die Beobachter
 
Der Sektionsleiter veröffentlicht monatlich eine Liste von den BAV-Programmsternen, für die die Erfassung eines Haupt- und/oder Nebenminimums oder die Erfassung einer gesamten Lichtkurve über alle Phasen hinweg besonders erwünscht ist (siehe Menü). Gründe für diese Aufforderung zur Beobachtung sind:
  • Die Elemente sind unbekannt oder sehr unsicher.
  • Der Stern wurde lange nicht oder nur selten beobachtet. Es besteht deshalb Unsicherheit, ob die bisher angenommenen Elemente für den Lichtwechsel und die daraus berechneten Ephemeriden noch gültig sind.
  • Die (B-R)-Kurve zeigt auffälliges Verhalten (Apsidendrehung, große Bahnexzentrizität, größere Schwankungen). Eine regelmäßige Überwachung des Sterns ist sinnvoll.

Weitere Beobachtungshinweise für Bedeckungsveränderliche finden Sie unter der Überschrift "Aktuelle Beobachtungshinweise" auf der Startseite der BAV und auf der Webpage unseres Mitglieds Wolfgang Moschner.

 
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BAV Programmsterne und Ephemeriden

Bedeckungsveränderliche Sterne
 
Frank Walter
 
BAV Programmsterne und Ephemeriden
 
Zur Anregung und Unterstützung der interessierten Einsteiger, aber auch für die routinierten Beobachter hat die Sektion Bedeckungsveränderliche ausgewählt und in Listen (sog. Programmen) zusammengestellt, die zur Einführung in die Beobachtungspraxis geeignet sind, oder deren Beobachtung sehr erwünscht ist. Die Programme können sich im Laufe der Jahre ändern. Deshalb werden ihre Kurzbezeichnungen durch die Abgabe einer 2-stelligen Jahreszahl ergänzt.
 
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Erfassung von Minima und Gesamtlichtkurven

Bedeckungsveränderliche Sterne
 
Frank Walter
Erfassung von Minima und Gesamtlichtkurven
 
 
Die Abbildungen der typischen Lichtkurven zeigen, dass sich aus ihrer Form und aus den Zeitabständen der Minima Aussagen über die Natur des Doppelsternsystems gewinnen lassen. Z.B. können die Umlaufzeit um den gemeinsamen Schwerpunkt (Periode), die Exzentrizität der Bahn (wenn das Sekundärminimum zeitlich nicht in der Mitte zwischen zwei Hauptminima liegt), das Größenverhältnis der beiden Komponenten und anderes mehr bestimmt werden. Die Erfassung von Lichtkurven ist deshalb das Ziel für Beobachter von Bedeckungsveränderlichen.
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Einsendung und Veröffentlichung von Ergebnissen

Bedeckungsveränderliche Sterne
 
Frank Walter
 
Einsendung und Veröffentlichung von Ergebnissen
 
Beobachter senden ihre Ergebnisse (Gesamtlichtkurven oder Teile davon, aus denen sich der Zeitpunkt eines Minimums ablesen lässt) an die BAV Sektion "Auswertung und Publikation", SektionsleiterJoachim Hübscher. Gemeinsam überprüfen die Sektionsleiter die einzelnen Ergebnisse und diskutieren zweifelhafte Fälle mit dem Beobachter. Die gesicherten Ergebnisse werden bei der BAV gesammelt und regelmäßig in den BAV-Mitteilungen unter Angabe des Beobachters bekanntgegeben. Die Mitteilungen werden international im Information Bulletin on Variable Stars (IBVS) veröffentlicht. Sie sind damit den Berufs- und Amateurastronomen der ganzen Welt zugänglich und werden von diesen auch genutzt. Umgekehrt haben schon viele Mitglieder der BAV mit diesen Daten Untersuchungen an einzelnen Bedeckungsveränderlichen durchgeführt und wertvolle Beiträge zur Klärung der physikalischen Einzelheiten des Sternsystems geleistet.
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Was sind Bedeckungsveränderliche?

Bedeckungsveränderliche Sterne
Frank Walter
 
Was sind Bedeckungsveränderliche?
 
Bedeckungsveränderliche sind Doppelsterne, die in der Regel so eng stehen, dass wir sie optisch nicht trennen können. Sie bewegen sich um ihren gemeinsamen Schwerpunkt. Liegt die Erde in oder sehr nahe zur Bahnebene, so können wir einen "Bedeckungslichtwechsel" beobachten. Bewegt sich nämlich von uns aus gesehen einer der beiden Sterne vor den anderen, so erreicht uns das Licht des bedeckten Sterns ganz oder teilweise nicht mehr, das Sternsystem insgesamt erscheint dunkler. Wir erleben gewissermaßen eine Sternfinsternis. Der Wechsel der Helligkeit beruht bei den Bedeckungsveränderlichen also auf einem optischen Phänomen und nicht - wie bei allen anderen Veränderlichen (Mirasternen, Cepheiden usw.) auf einer physischen Veränderung eines Sterns. Je nach Größe und Lage der Sterne zueinander unterscheiden wir drei Typen von Bedeckungsveränderlichen:
 

Die folgenden Kurzbeschreibungen stammen aus den entsprechenden Unterlagen desGeneral Catalog of Variable Stars (GCVS) Dort finden sich weitere Details und Verfeinerungen des Typenschemas.

Die Kurzbeschreibungen werden durch eine Abbildung der Lichtkurve und einem Modell des Bedeckungssystems ergänzt. Sie sind mit dem  Programm Binary Maker 3 erzeugt. Die Lichtkurve zeigt die beobachtete Helligkeit des Gesamtsystems im Laufe eines Umlaufs. Das Modell ist aus der Analyse der Lichtkurve sowie weiterer Untersuchungen entstanden. Im Modell sind neben den Sternen mit roten "+"-Zeichen die Schwerpunkte der einzelnen Sterne sowie der gemeinsame Schwerpunkt angegeben. Außerdem sind die Bahnen der Schwerpunkte der Sterne während eines Umlaufs gezeichnet.

 
Algol-Sterne (EA)
 
Namensgeber ist der Stern Algol = β Persei. Es sind Doppelsterne mit sphärischen oder nur schwach durch die gegenseitige Anziehung verformten Komponenten. Aus ihren Lichtkurven kann man den Beginn und das Ende der gegenseitigen Bedeckungen ablesen. Zwischen den Bedeckungen bleibt die Helligkeit meist konstant. Es kann vorkommen, dass Sekundärminima nicht messbar sind. Der Bereich der Perioden ist sehr groß und liegt zwischen 0,2 und 10.000 Tagen. Die meisten Perioden liegen aber in einem Bereich von 1 bis 15 Tagen. Die Helligkeitsamplituden sind ebenfalls sehr verschieden und können mehrere Größenklassen betragen.

Lichtkurve und Modell des Bedeckungsveränderlichen NN Cep 
Lichtkurve und Modell des Bedeckungsveränderlichen NN Cep.

 

Beta-Lyrae-Sterne (EB)
 
Doppelsternsysteme, deren Komponenten durch die gegenseitige Anziehung verformt sind. Es ergeben sich Lichtkurven, aus denen sich die genauen Zeiten für den Beginn und das Ende der Bedeckung nicht bestimmen lassen. Zwischen den Bedeckungen findet ein kontinuierlicher Lichtwechsel statt, da sich durch die Verformung die scheinbare Größe der Sternoberflächen ändert. Da Sekundärminimum lässt sich immer beobachten. Die Amplitude de Hauptminimums ist in den meisten Fällen kleiner als 2 mag, die des Nebenminimums ist normalerweise deutlich kleiner. Die Periode ist in der Regel größer als 1 Tag.

Lichtkurve und Modell des Bedeckungsveränderlichen HW Per 
Lichtkurve und Modell des Bedeckungsveränderlichen HW Per.
W-UMa-Sterne (EW)
 
Bedeckungsveränderliche mit Perioden < 1 Tag. Beide Komponenten sind durch die gegenseitige Anziehung stark verformt und befinden sich in Kontakt. Die Zeiten für den Beginn und das Ende der Bedeckung lassen sich nicht bestimmen. Die Tiefe von Haupt- und Nebenminimum sind meist gleich oder unterscheiden sich nur geringfügig. Die Amplitude der Minima ist in der Regel < 0.8 mag. Ist eine der  beiden Komponenten kleiner als die andere, kann es in den Minima zu einer Phase mit konstanter Helligkeit kommen.

Lichtkurve und Modell des Bedeckungsveränderlichen UZ Leo 
Lichtkurve und Modell des Bedeckungsveränderlichen UZ Leo. Der gelbe Kreis im Modell entspricht der Größe der Sonne.
 
 
 
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