Paul M. Sutter in Universe Today – Übersetzt von Harald Horneff
In dieser Serie erkunden wir die sonderbare, doch auch wunderbare Welt der astronomischen Fachsprache! Das Thema heute: Bedeckungsveränderliche!
Unsere Galaxis beherbergt eine Vielzahl von Doppelsternen. So viele, daß der größte Teil aller Sterne in der Galaxis Mit-glieder eines Doppelsternsystems sind. Astronomen können die meisten Doppelsternsysteme nur durch genaue Überprüfung entdecken, entweder durch ein Teleskop, das stark genug ist, um zwei oder mehr Sterne zu verraten, von denen wir bisher dachten, daß es sich nur um einen handelt, oder durch Spektroskopie, um die wackelnde Bewegung eines Sterns zu bemerken, die durch die Umlaufbahn eines verborgenen Begleiters verursacht wird.
Aber manchmal macht es uns die Galaxis leicht und macht auf die Existenz eines Doppelsterns aufmerksam. Wenn die Umlaufbahn des Doppelsterns – zufällig – genau richtig ausgerichtet ist, passieren sich die Sterne in regelmäßigen Abständen voreinander, wodurch ihre gemeinsame Helligkeit abnimmt. Die Astronomen nennen diese Situation einen Bedeckungs-veränderlichen, da sich die beiden Sterne ständig gegenseitig verdecken.
Das bekannteste Beispiel für einen Bedeckungsveränderlichen ist der Stern Algol im Sternbild Perseus. Arabische Astrono-men des Mittelalters gaben dem Stern diesen Namen, der „Dämon“ bedeutet, weil sie bemerkten, daß sich seine Helligkeit zeitweise veränderte.
Abhängig von der Größe der Sterne, der Helligkeit der einzelnen Sterne und der Abmessung der Umlaufbahn kann die Helligkeit eines verfinsternden Doppelsterns ein- oder zweimal abnehmen. Wenn es zu zwei Einbrüchen kommt, wird der größte Einbruch als Primärfinsternis bezeichnet, unabhängig davon, ob der größere oder der kleinere Stern die Helligkeits-abnahme verursacht.
Bedeckungsveränderliche Sterne sind wunderbare Hilfsmittel, um die Sterne selbst zu verstehen, da sie so viele nützliche Informationen preisgeben. Die Lichtkurve, die eine Karte der Veränderung der kombinierten Helligkeit der beiden Sterne darstellt, gibt den Astronomen Aufschluß über die Art der Umlaufbahn und die relative Größe der beiden Sterne. Anhand des Spektrums der beiden Sterne können die Astronomen dann ihre Massen berechnen. Die Kombination der beiden Daten gibt Aufschluss über die Dichte der Sterne, eine äußerst nützliche Zahl, die dazu beiträgt, die Natur des Sterninneren zu ver-stehen.
Seit etwa 1995 verfügen Astronomen über Teleskope, die groß genug sind (wir sprechen von mindestens 8 Metern Durch-messer), um Bedeckungsveränderliche in anderen Galaxien zu beobachten, darunter in der Großen und Kleinen Magellan-schen Wolke sowie in Andromeda.
