Einfžhrung i n die Astrophysik Teil 1

150 KAPITEL 2. GRAVITATION
2.3.3 Das Zweikörperproblem: Doppelsterne
Unser Ziel ist es im folgenden, die Massen der einzelnen Komponenten in Doppelstern - Systemen
zu bestimmen. Die Astronomen unterscheiden die folgenden Klassen von (echten, d. h. physischen)
Doppelsternen:
1. Visuelle Doppelsterne.
Dies sind Systeme, die so nah sind, daß sie mit dem Teleskop noch aufgelöst werden können.
Beispiele: γ Virginis und α Andromedae.
2. Spektroskopische Doppelsterne.
Sie können nicht mehr aufgelöst werden, haben aber aber (mindesten eine) Spektrallinie, aus
deren Dopplerverschiebung die Natur des Systems hervorgeht. Dabei ’sieht’ man bei ’Einspektren
Systemen’ nur eine Komponente bei ’Zweispektren Systemen’ beide. Beispiel: VV Orionis
(T = 1.485 d).
3. Bedeckungsveränderliche.
Sie sind von besonderem Interesse, da hier der Inklinationswinkel etwa 90 Grad beträgt, der
Beobachter sich also in der Doppelstern - Ebene befindet. Beispiel: Algol = β Persei (T = 2.9
d) und VV Orionis (T = 1.485 d).
4. Binärpulsare.
Dieses sind extrem relativistische Systeme, wo eine Komponente ein Neutronenstern ist (Pulsar)
und wo statt verschobener Spektrallinien die Pulsankunftszeiten von Radio- oder Röntgenpulsen
gemessen werden.
5. Radiopulsare mit Planeten.
Beispiel: BPSR 1257+12 in d = 300 pc Entfernung und PSR B1620−26 in d = 3.8 kpc Entfernung
(im Kugelsternhaufen M4). Die Massen der Planeten sind von der Größenordnung einider
Erdmassen.
6. Sterne mit Planeten.
Indirekt kann man Planeten um Sterne beobachten, wenn man entweder die Dopplerverschiebung
an Linien des (Hauptreihen) Sterns oder die Laufzeitverzögerung eines Signals vom Stern
(Pulsar) misst. Die Auflösungsgrenze liegt bei der Doppler Methode zur Zeit bei 500 cm s −1
und damit kann man etwa Planeten von einer Jupitermasse in einem Sonnensystem nachweisen.
Dazu kommt die Möglichkeit, Staubscheiben um junge Sterne im IR direkt aufzulösen.
• ANMERKUNG (WINKELAUFLÖSUNG: STATE OF THE ART)
Mit optischen Interferometern ist eine Winkelauflösung von 0.1 mas (5 · 10 −10 rad) erreichbar (Pan et al., 1992). Die
Bestimmung der Orbit- und Massenparameter naher Doppelsterne ist damit bis 1% Genauigkeit möglich. Im Radiobereich
(VLBI) ist eine vergleichbare Winkelauflösung (von etwa 0.5 mas) erreichbar.
H2O-Maser Messungen haben eine Genauigkeit von 1 km s −1 beim Dopplereffekt, gemessen mit der 1.3 cm Linie.
Pulsankunftszeiten an ms - Radiopulsaren sind bis auf 1 µs (10 −6 s) genau. Damit erhält man (nach etwa 30 Jahren
Beobachtung an Radiopulsaren) Genauigkeiten der Bahnparameter von wenigen Promille.
Der Extra-solar Planets Catalog von J. Schneider enthält (Stand 22. Okt. 1998) 16 Planeten, 9 braune Zwerge, 2 Pulsar
Planetensysteme und 3 Systeme, die aus Planet plus Staubscheibe bestehen.
• BEISPIEL (DER STERN 55 CANCRI IM STERNBILD KREBS MIT PLANETENSYSTEM)
Als konkretes Beispiel sei das Planetensystem 55 Cancri im Sternbild Krebs erwähnt. Dieser enthält (als erster) einen
weiteren nachweisbaren Planeten.
Trilling und Brown haben erstmals ein Planetensystem vollständig dadurch bestimmt, daß sie den Inklinationswinkel aus