Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor
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<strong>Beitrag</strong> <strong>zur</strong> Spektroskopie für Amateurastronomen 83<br />
19 Spektroskopische Doppelsterne<br />
19.1 Einführung, Begriffe<br />
>50% aller Sterne unserer Galaxis bilden Komponenten von gravitativ verbundenen Doppel-<br />
oder Mehrfachsystemen. Sie konzentrieren sich schwerpunktmässig in den Spektralklassen<br />
A, F und G [170]. Für die Astrophysik sind diese Objekte auch deshalb von Interesse,<br />
weil sie unabhängig von der Spektralklasse, eine Bestimmung der Sternmassen erlauben.<br />
Schon bald nach der Erfindung des Teleskops wurden Visuelle Doppelsterne auch von<br />
Amateurastronomen beobachtet. Die Spektroskopie hat uns heute auch das Feld der Spektroskopischen<br />
Doppelsterne erschlossen.<br />
Die vertiefte Beschäftigung mit Doppelsterbahnen ist anspruchsvoll und erfordert u.a. fundierte,<br />
himmelsmechanische Kenntnisse. Hier soll lediglich angedeutet werden, was mit<br />
spektroskopischen Mitteln erreicht werden kann. Wissenschaftlich relevante Ergebnisse<br />
sind meist erst im Zusammenhang mit längeren astrometrischen- und photometrischen<br />
Messreihen möglich.<br />
Spektroskopische Doppelsterne kreisen in so engen Abständen um einen gemeinsamen<br />
Massenschwerpunkt, dass sie selbst mit den grössten Teleskopen der Welt nicht aufgelöst<br />
werden können. Ihre Doppelsternnatur verraten sie nur durch die periodische Veränderung<br />
spektraler Merkmale. Für so enge Bahnen fordern die Keplergesetze kurze Umlaufperioden<br />
und hohe Bahngeschwindigkeiten, was die spektroskopische Beobachtung dieser Objekte<br />
wesentlich erleichtert.<br />
Im Gegensatz zum komplexen Verhalten der Mehrfachsysteme, folgt das Bewegungsmuster<br />
von Doppelsternen den drei einfachen Keplergesetzen. Ihre Komponenten kreisen mit variablen<br />
Geschwindigkeiten auf elliptischen Bahnen um ein gemeinsames Baryzentrum<br />
(Massenschwerpunkt). Die folgende Skizze zeigt ein fiktives Doppelsternsystem mit den<br />
ungleich grossen Sternen und . Deren Bahnellipsen liegen exakt in der Zeichnungsebene.<br />
Der Verlauf der Sichtlinie <strong>zur</strong> Erde wird hier vereinfachend in der Ebene der Bahnellipsen-,<br />
und parallel zu den kleinen Halbachsen angenommen. Deshalb entsprechen für diesen<br />
perspektivischen Spezialfall die Bahngeschwindigkeiten im Apastron (weitest entfernte<br />
Bahnpunkte) und Periastron (naheste Bahnpunkte) auch den beobachteten Radialgeschwindigkeiten<br />
. Die registrierten Maximalwerte (Amplituden) werden in der Fachliteratur<br />
mit bezeichnet. Der folgende Layout entspricht einer Inklination der Umlaufbahn von<br />
(Def. siehe Kap. 19.3).<br />
Apastron<br />
M 1<br />
Vr M1 A<br />
Periastron<br />
M2 B<br />
Vr M2 P= K 2<br />
Sichtlinie <strong>zur</strong><br />
Erde<br />
M 1<br />
Vr M1 P= K 1<br />
Periastron<br />
Kleine Halbachse b<br />
Apastron<br />
Grosse Halbachse a<br />
Vr M2 A<br />
M 2<br />
Vr M1 A = Radialgeschwindigkeit M 1 im Apastron<br />
Vr M1 P = Radialgeschwindigkeit M 1 im Periastron<br />
Vr M2 A = Radialgeschwindigkeit M 2 im Apastron<br />
Vr M2 P = Radialgeschwindigkeit M 2 im Periastron