Einfžhrung i n die Astrophysik Teil 1

18 KAPITEL 1. GEOMETRIE
Auf dem Wege zur Parallaxenbestimmung wurden auch noch eine Klasse besonders wichtiger Sterne
entdeckt: die Doppelsterne (bzw. Mehrfach - Sternsysteme). Erstmals beschrieben wurde mit
Omikron Ceti (1596) von David Fabricius ein
veränderlicher Stern. Riccioli löste 1650 Mizar
Daten zu Algol (βPer)
(Zeta Ursae Majoris, der vorletzte Stern in der Parameter Primärstern Begleiter
Deichsel des grossen Wagens) in zwei Kom- Masse 6.54·10
ponenten auf (was Indianer Nordamerikas mit
blossem Auge konnten und als Sehtest benutzten).
Der im Jahre 1667 von dem Bologneser Astronomen
Gemiani Montanari als veränderlich beschriebene
Algol (Beta Persei) wurde 1782 von
John Goodricke als Kurzzeit Bedeckungsveränderlicher
33 g 1.64·1033 g
Radius 2.51·1011 cm 2291·1011 cm
Sp Typ B8V K2III
Leuchtkraft 5.95·1035 erg s−1 2.44·1034 erg s−1 Rotationsperiode 2.8673 d 2.8673 d
Abstand 1.02·1012 cm; Orbitalperiode 2.8673 d
Tab. 1.4: Algol
(Periode: 2.86 Tage, Dauer der Bedeckung: 9.8 Stunden) erkannt. Ein weiteres Jahrhundert verging,
bis man seiner Deutung Glauben schenkte.
Heute weiß man, daß Algol ein Tripel System ist, der dritte Stern hat eine Periode von 1.9 Jahren.
Algol ist ein wichtiger Vertreter und Namensgeber für aktive halbgetrennte Systeme, da es ein naher
Bedeckungsveränderlicher ist. Alle Bahnparameter können sehr genau bestimmt werden. Algol ist sogar
ein Radio und Röntgen Stern, mit starken Ausbrüchen in beiden Frequenzbereichen (etwa alle zwei
Bahnumdrehungen). Die Änderungen im optischen kommen dagegen rein geometrisch zustande. Die
Röntgenleuchtkraft beträgt im Maximum eines Ausbruchs LX = 3 · 1032 erg s−1 gesamten Leuchtkraft des Begleiters, Algol B.
, das sind 1% der
Wir wollen das Doppelsternsystem Alcor (arab: das Reiterchen) und Mizar genauer betrachten. Das
menschliche Auge kann Winkel von 1’ gerade noch auflösen. Bei genauerer Analyse mit dem Teleskop
stellt sich heraus, daß die beiden Sterne nur zufällig zusammenstehen (Zufallsprojektion). Es handelt
sich um einen optischen Doppelstern (optical double) oder optisches Binärsystem (Abstand 11’).
Mizar ist allerdings dennoch, wie man im Teleskop entdeckt, ein enges Doppelsternsystem, bestehend
aus Mizar A und Mizar B. Hier können beide Komponenten getrennt und spektroskopiert werden, es
handelt sich um ein visuelles Doppelsternsystem (Abstand 14”5, Periode 3 kyr). Schaut man sich die
Dopplerverschiebung genauer an, dann ist jeder der beiden nochmals ein Doppelsternsystem (Periode
von Mizar A 20.5 d)). Da der Begleiter hier nur über die Dopplerverschiebung erkennbar ist, handelt
es sich um ein spektroskopisches Doppelsternsystem. Insgesamt handelt es sich demnach ein hierarchisches
Quadrupelsystem und falls Alcor dazu gehört (gleiche Geschwindigkeit), dann sogar um ein
in Auflösung begriffenes Quintupel.
Aufgrund statistisch korrekter Überlegungen interpretierte J. Michell 1767 solche und viele andere
als physische Doppelsterne, d. h. gravisch gebundene Systeme. Von Christian Mayer wurden diese
ab 1777 systematisch beobachtet (welche er in einem Katalog mit 80 sogenannten ’Fixsterntrabanten’
veröffentlichte), aber niemand glaubte daran, insbesondere William Herschel (der bedeutendste
Beobachter der Neuzeit) nicht.
Aufgrund 25-jähriger Beobachtungen (um die jährliche Parallaxe der erdnächsten zu bestimmen) wurde
Herschel 1803 zu der Erkenntnis gezwungen, daß es sich bei vielen scheinbar zusammenstehenden
Sternen tatächlich um physische (d. h. gravisch gebundene) Doppelsterne handelte. So konnte er an
Castor (α Geminorum) die Separation von 4, ′′ 58 direkt messen und ihre zeitliche Änderung feststellen.
Damit war die Existenz von Doppelsternen etabliert. Mittlerweile kennt man schon Doppelsterne
mit Planeten.
Bessel hat dann 1839 an 61 Cygni die erste Parallaxenbestimmung vorgenommen, mit dem Ergebnis
π = 0.296 ′′ . Solche Messungen benutzen die Erdbahn als Grundlinie (1 AE = 1.5·10 13 cm) und sind
Relativmessungen (bezogen auf die Fixsterne).