Modellvorstellung realer enger Doppelsterne


Im Folgenden sind Beobachtungen von drei verschiedenen kataklysmischen Veränderlichen wiedergegeben: IP Pegasi (IP Peg), OY Carinae (OY Car) und U Geminorum (U Gem).

Der erste, IP Peg, wurde am Observatorium Wendelstein der Universitätssternwarte München mit dem an der selben Sternwarte entwickelten Vielfarben-Mehrkanal-Photometer (MCCP) beobachtet. Mit dem selben Photometer wurden die Messungen für den zweiten und dritten Doppelstern durchgeführt, nur diesmal an der Europäischen Südsternwarte (ESO) in Chile.

Die beiden ersten Doppelsternsysteme unterscheiden sich kaum in der Bahnneigung (Inklination), jedoch um so mehr in deren Massenverhältnis q = M2/M1 (M1: Masse des Primärsterns M2: Masse des Sekundärsterns). Die Größe des Massenverhältnis hat eine direkte Auswirkung auf die Ausdehnung des Sekundärsterns, die bedeckende Komponente. Je kleiner das Massenverhältnis, desto kleiner der Sekundärstern.

OY Car besitzt ein kleineres Massenverhältnis als IP Peg, dessen Sekundärstern ist somit kleiner. Das Zusammenspiel aus Größe des Sekundärsterns und Scheibenradius bewirkt unterschiedliche Strukturen in den Bedeckungslichtkurven. In OY Car sind die Verhältnisse so, daß der Primärstern und der Heiße Fleck nacheinander bedeckt werden -- es sind sowohl beim Eintritt in die Bedeckung als auch beim Austritt jeweils eine Stufen zu sehen.

Bei IP Peg sieht man nur eine Stufe während des Austritts aus der Bedeckung. Beim Eintritt liegen Primärstern und Heißer Fleck auf einer Linie, die somit den einfachen tiefen Helligkeitsabfall zu Beginn der Bedeckung verursachen.

Der letzte Kandidat verdeutlicht das Verhalten der Lichtkurve bei einer geringeren Bahnneigung. Bei U Gem beträgt sie ca. 70 Grad (im Gegensatz zu ca. 80 Grad bei den anderen beiden), was dazu führt, daß der Weiße Zwerg nicht von dem Sekundärstern bedeckt wird. In der Lichtkurve ist keine Bedeckungsstufe mehr zu sehen. Der Helligkeitseinbruch um die Phase 0 ist allein auf die Abdeckung der Scheibe und des Heißen Flecks zurückzuführen.

Der starke Helligkeitsanstieg vor der Bedeckung spiegelt in allen drei Lichtkurven die anisotrope Abstrahlung des Heißen Flecks wieder, der am Rand der Scheibe entsteht, dort wo der Materiestrom von der großen ausgedehnten Doppelsternkomponente auf die Akkretionsscheibe trifft.

ipf.gif oyf.gif ugf.gif
IP Peg
OY Car
U Gem

(Klicken auf die Bilder aktiviert die jeweilige Animation. Die Animationen basieren auf einem von Keith Horne entwickelten Programm.)


Gruppenmitglieder: Dr. Heinz Barwig, Dipl.-Phys. Andreas Bobinger, Dipl.-Phys. Alexander Fiedler, Dipl.-Phys. Hauke Fiedler, Dr. Karl-Heinz Mantel, Dr. Sebastian Wolf

email: Heinz Barwig (hbarwig@usm.uni-muenchen.de)