Schattenblick →INFOPOOL →NATURWISSENSCHAFTEN → ASTRONOMIE

STERN/141: Fleckenzyklus in engem Doppelsternsystem - Messen Sie mit (SuW)


Sterne und Weltraum 6/10 - Juni 2010
Zeitschrift für Astronomie

Fleckenzyklus in engem Doppelsternsystem:
Messen Sie mit!

Von Klaus Bernhard und Peter Frank


Ähnlich wie bei unserer Sonne treten Flecken auch bei vielen anderen kühleren Sternen auf. In manchen Fällen, wie bei der Hauptkomponente des Doppelsterns GSC2038.0293, nehmen Sternflecken derartige Ausmaße an, dass sie sich mit Amateurteleskopen sowie mit im Internet verfügbaren Datensätzen leicht nachweisen lassen. Wie wird sich die Aktivität von GSC8.0293 weiter entwickeln?


Bereits mit einfachen Optiken können Sternfreunde den Fleckenzyklus unserer Sonne verfolgen, der im Mittel elf Jahre dauert. Seine Überwachung ist auch für die Klimaforschung von großem Interesse, da sich langfristige Änderungen der Sonnenaktivität mit Klimaveränderungen auf der Erde in Verbindung bringen lassen. Könnten wir unsere Sonne von einem unserer Nachbarsterne aus beobachten, so würden wir allerdings nicht viel von ihrem Fleckenzyklus bemerken, da er Helligkeitsänderungen von höchstens einer hundertstel Größenklasse verursacht.

Besonders bei schnell rotierenden Sternen verhält es sich jedoch anders: Ihre rasche Rotation erzeugt in Verbindung mit den elektrisch geladenen Gasen ihrer Stern tmosphären sehr starke Magneta felder. Ähnlich wie bei unserer Sonne sind diese Magnetfelder der Motor für vielfältige Aktivitätsphänomene wie Flecken, Fackeln und Röntgenstrahlung. Bei schnell rotierenden Sternen mit ihren stärkeren Magnetfeldern treten diese Phänomene jedoch in einem weitaus größeren Umfang als bei unserer Sonne auf. Auf den Oberflächen solcher Sterne bilden sich riesige Flecken, mit einer Flächenausdehnung von bis zu 20 oder sogar 30 Prozent der sichtbaren Hemisphäre. Sterne mit einer derart hohen Aktivität bezeichnen die Astronomen auch als »aktive Sterne«. Die Helligkeit dieser unruhigen Sonnen ist veränderlich, mit Schwankungen von bis zu einer halben Magnitude. Dieser Lichtwechsel lässt sich auch mit amateurastronomischen Instrumenten erfolgreich beobachten.


Beobachten Sie das aktive Sternsystem GSC 2038.0293!

Das Doppelsternsystem GSC 2038.0293 befindet sich im nördlichen Teil des Sternbilds Schlange, nahe der Nördlichen Krone. Dieses markante Sternendiadem eignet sich gut als Ausgangspunkt, um GSC 2038.0293 am Himmel zu finden. Als Hilfestellung dienen die unten dargestellten Ausschnitte aus dem Digital Sky Survey. Das Übersichtsbild zeigt das Sternbild Nördliche Krone, in der Ausschnittvergrößerung unten rechts ist GSC 2038.0293 als Punkt zu erkennen.

Die scheinbare visuelle Helligkeit des Systems schwankt zwischen 10,5 und 10,7. Somit lässt es sich in Teleskopen ab vier Zoll Öffnung gut beobachten. Bei der Beobachtung mit dem Auge am Teleskop erscheint das Objekt wie ein gewöhnlicher Stern; die Komponenten, aus denen das System besteht, lassen sich nicht getrennt beobachten. Der genaue Spektraltyp der Komponenten und ihre Entfernung zur Erde sind derzeit noch unbekannt. Die Positionsdaten für das Äquinoktium 2000,0 lauten: Rektaszension 16h02m48s, Deklination: +25°20'37".

Bildunterschrift der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildung der Originalpublikation:

Sternbild Nördliche Krone


*


W I S - wissenschaft in die schulen!

Damit Schüler aktiv mit den Inhalten dieses Beitrags arbeiten können, stehen auf unserer Internetseite www.wissenschaft-schulen.de didaktische Materialien zur freien Verfügung. Darin wird gezeigt, wie das Thema des Beitrags im Rahmen des Physikunterrichts in der gymnasialen Oberstufe behandelt werden kann. Unser Projekt »Wissenschaft in die Schulen!« führen wir in Zusammenarbeit mit der Landesakademie für Lehrerfortbildung in Bad Wildbad und dem Haus der Astronomie in Heidelberg durch.

Hinweis der Schattenblick-Redaktion:
Der Artikel mit Bildern sowie das didaktische Material können heruntergeladen werden unter:
http://www.wissenschaft-schulen.de/artikel/1028638


Perlentauchen in der Datenflut

Aktive Sterne fallen nicht nur im optischen Spektralbereich auf. Ihre im Vergleich zu unserer Sonne höhere Aktivität umfasst insbesondere eine stärkere Röntgenstrahlung. Deshalb suchte einer der Autoren dieses Beitrags, Klaus Bernhard, im Jahr 2005 im Katalog der Röntgenquellen des Satelliten ROSAT gezielt nach solchen Sternen. Dazu verglich er die Daten der ROSAT-Quellen mit denen des optischen Himmelsüberwachungssystems ROTSE (Robotic Optical Transient Search Experiment) und stieß auf das Objekt J160248.3+252031. Es fiel nicht nur durch seine Röntgenstrahlung auf: Auch die optischen Daten von ROTSE deuteten auf eine Besonderheit hin.

ROTSE besteht aus mehreren automatisch arbeitenden Teleskopen, die in der Endausbaustufe des Projekts über die gesamte Erde verteilt sein werden. Zu den Ergebnissen von ROTSE gehört ein Katalog veränderlicher Himmelsobjekte, der Northern Sky Variability Survey. Hierin fanden wir ein optisches Gegenstück zur Röntgenquelle J160248.3+252031. Die ROTSE-Daten verrieten deutliche Helligkeitsschwankungen im optischen Spektralbereich. Aufgrund der charakteristischen Form der optischen Lichtkurve und der starken Röntgenstrahlung identifizierten wir das Objekt als »aktiven« Doppelstern.

Es stellte sich heraus, dass der Stern auch im weit verbreiteten Guide Star Catalogue (GSC) enthalten ist, und zwar unter der Bezeichnung GSC 2038.0293. Er befindet sich im Sternbild Schlange, nahe der Nördlichen Krone. Seine mittlere scheinbare Helligkeit beträgt rund 10, so dass er auch Amateurteleskopen zugänglich ist. Durch eigene Beobachtungen konnten wir nachweisen, dass die Umlaufzeit dieses Doppelsternsystems nur rund einen halben Tag beträgt. Dies ist eine der kürzesten bekannten Perioden für Sterne dieses Typs.


Sternflecken verraten sich in den Lichtkurven

Das Diagramm unten stellt Lichtkurven des Systems GSC8.0293 aus den Jahren 2005 und 2008 dar. Der Periode des Lichtwechsels von 11h53m wurde hier willkürlich das Zahlenintervall von -0,25 bis 0,75 (»Phase«) zugeordnet. Zur besseren Sichtbarkeit wurden die Kurven vertikal um 0,5 mag gegeneinander verschoben. Beide Kurven weisen bei der Phase 0 ein gleichermaßen tiefes Minimum auf, das sich durch die gegenseitige Bedeckung zweier Komponenten eines Doppelsternsystems erklären lässt. Im Phasenbereich 0,35 bis 0,65 offenbaren die Kurven deutliche Unterschiede. Sie lassen sich durch veränderliche Sternflecken erklären: Einem von den Autoren berechneten Modell zufolge besteht das Bedeckungssystem aus einem großen Stern und einem kleineren Begleiter. Die Skizzen rechts veranschaulichen das System für die im Diagramm markierten vier Phasen. Das skizzierte dunkle aktive Gebiet auf dem Hauptstern war nur im Jahr 2005 stark ausgeprägt, im Jahr 2008 jedoch nicht.

(Abbildungen der Originalpublikation im Schattenblick nicht veröffentlicht.)


In den Jahren 2005 und 2008 überwachten wir die Helligkeit von GSC8.0293 mit einem Acht-Zoll-Schmidt-Cassegrain-Teleskop sowie mit einem Vier-Zoll-Refraktor und CCD-Kameras und leiteten daraus Lichtkurven ab (siehe Infokasten oben). Für den Lichtwechsel ermittelten wir eine Periode von 0,495409 Tagen, was 11h53m entspricht. Die im Diagramm oben wiedergegebenen Lichtkurven umfassen jeweils Daten aus mehreren Perioden des Lichtwechsels. In solchen Fällen ist es üblich, auf der Abszisse des Diagramms keine fortlaufende Zeit in Tagen anzugeben, sondern die Beobachtungen auf ein Zahlenintervall mit der Länge 1 zu beziehen. Im vorliegenden Fall wurde das Intervall von -0,25 bis 0,75 gewählt. Die Länge dieses Intervalls von 1,0 entspricht einer vollen Periode, Bruchteile davon werden als »Phase« bezeichnet.

In der linken Hälfte des Diagramms ist (bei der Phase 0) ein schmales Minimum zu sehen, das durch eine gegenseitige Bedeckung der beiden Komponenten des Doppelsternsystems hervorgerufen wird. Besonders interessant ist jedoch der in der rechten Hälfte des Diagramms sichtbare Helligkeitsrückgang bei den Phasen 0,35 bis 0,65. In der Lichtkurve des Jahres 2005 ist dieses Minimum deutlicher ausgeprägt als in der Kurve des Jahres 2008. Dies ist ein deutlicher Hinweis auf Sternflecken, die in beiden Jahren unterschiedlich stark ausgeprägt waren.

Teilweise spielen sich derartige Veränderungen der Fleckenaktivität innerhalb wesentlich kürzerer Zeiträume ab, sogar innerhalb weniger Wochen. Dies äußert sich in der größeren Streuung der Punkte in der Lichtkurve des Jahres 2005: Am größten ist die Streuung in demjenigen Bereich der Kurve, der am stärksten von den Sternflecken beeinflusst ist.

Weitere Details über das System er mittelten wir, indem wir ein Modell an unsere Beobachtungen anpassten. Dazu nutzten wir die Software »Binary Maker 3.0«. Dieses Programm berechnet, wie ein Doppelsternsystem aus der Sicht des Beobachters erscheinen müsste, um die gemessenen Helligkeiten der Lichtkurve zu reproduzieren. Unserer Berechnung legten wir mehrere Lichtkurven zugrunde, die wir im Jahr 2005 durch Beobachtungen in verschiedenen Spektralbereichen erstellten. Auf diese Weise gewannen wir das in den Bildern oben skizzierte Ergebnis, das verdeutlicht, wie das Doppelsternsystem GSC 2038.0293 aussehen könnte: Ein großer kühler Stern mit Sternfleck und ein kleiner heißer Stern umkreisen einen gemeinsamen Schwerpunkt und bedecken einander in periodischen Abständen. Zum Lichtwechsel trägt außerdem ein aktives Gebiet mit Sternflecken bei, das sich auf der Oberfläche des größeren Sterns befindet. Ist das Gebiet dem Beobachter zugewandt, dann erscheint ihm die Helligkeit des größeren Sterns verringert.

Des Weiteren ist die Rotationsperiode des größeren Fleckensterns mit der kurzen Umlaufperiode des Doppelsternsystems synchronisiert: Der Hauptstern wendet seinem Begleiter ständig dieselbe Seite zu, er rotiert also gebunden. Diese Verhältnisse erinnern an das Erde-Mond-System, bei dem Gezeitenkräfte dazu führten, dass der Mond unserer Erde stets dieselbe Seite zuwendet.

Das von den die Sternflecken verursachte Helligkeitsminimum lässt sich in den Lichtkurven gut von jenem Minimum unterscheiden, das durch die gegenseitige Bedeckung beider Sterne entsteht. Beim Vergleich der Lichtkurven aus den Jahren 2005 und 2008 fällt auf, dass die Tiefe des durch die Sternflecken verursachten Minimums nicht konstant ist, denn ähnlich wie bei unserer Sonne gibt es auch bei aktiven Sternen Aktivitätszyklen, die mehrere Jahre dauern können. Deshalb untersuchten wir, wie sich die »Sternfleckenminima« über einen Zeitraum von mehreren Jahren hinweg verhalten.

Da unsere eigenen Daten keinen genügend langen Zeitraum erfassten, nahmen wir Beobachtungen der automatischen Himmelsüberwachungssysteme ROTSE und ASAS (All Sky Automated Survey) hinzu. In den Datenarchiven dieser Projekte fanden wir Beobachtungen, die bis in das Jahr 1999 zurückreichen. Gemeinsam mit unseren eigenen Beobachtungen der Jahre 2005 bis 2009 lässt sich die Tiefe des breiten, durch Sternflecken verursachten Minimums der Lichtkurve vermessen und ihr zeitlicher Verlauf darstellen (siehe Bild).

Das Diagramm lässt erkennen, dass die durch Sternflecken verursachten Minima in den Jahren 1999 und 2005 mit einer Tiefe von rund 0,2 mag besonders deutlich ausgeprägt waren. Somit war die Fleckenaktivität innerhalb dieses Zeitraums besonders groß. Eine genauere Datenanalyse führt zu einem relativ kurzen Aktivitätszyklus von 5,5 Jahren. Dies passt ausgezeichnet zu den Ergebnissen, die eine Forschergruppe um die ungarische Astronomin Katalin Oláh im Jahr 2000 veröffentlichte. Die Astronomen wiesen darauf hin, dass die Zykluslänge aktiver Sterne umso kürzer ist, je schneller sie rotieren.


Ein Doppelstern im World Wide Web

Günstigerweise liegt das Sternsystem im Beobachtungsbereich der beiden in Chile und Hawaii stationierten ASAS-Himmelsüberwachungssysteme. Daher ist es jedem Interessierten möglich - sozusagen vom Lehnstuhl aus - über das Internet die aktuelle Helligkeitsentwicklung von GSC8.293 zu verfolgen.

Mit der von uns ermittelten Periode von 0,495409 Tagen lassen sich dann die Messwerte jeweils eines Jahres mit einem Tabellenkalkulationsprogramm, beispielsweise mit Excel, zu einer Lichtkurve überlagern. Durch Abschätzen der Tiefe des breiten, durch Sternflecken verursachten Minimums lässt sich dann die aktuelle Sternfleckenaktivität leicht nachvollziehen. Die Autoren dieses Beitrags sowie die Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e.V. (BAV) stehen dabei gerne mit Tipps zur Datenauswertung zur Verfügung.

Nach unseren Prognosen sollte die Sternfleckenaktivität von GSC 208.0293 im Laufe des Jahres 2010 weiter zunehmen. Mit Überraschungen ist aber - ähnlich wie bei der Aktivität unserer Sonne - immer zu rechnen, was den Anreiz zu weiteren Beobachtungen sicherlich erhöhen dürfte!


Klaus Bernhard ist Chemiker und beschäftigt sich in seiner Freizeit schon seit mehr als einem Jahrzehnt mit der Entdeckung und Klassifizierung veränderlicher Sterne.

Peter Frank ist seit mehr als 50 Jahren Mitglied der Vereinigung der Sternfreunde e. V. und seit 1961 aktiver Beobachter in der Bundesdeutschen Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e. V. Sein besonderes Interesse gilt den Bedeckungsveränderlichen, die ihm ebenfalls seit vielen Jahren Entdeckerfreuden bescheren.


Literaturhinweise

Bernhard, K., Frank, P.: GSC 2038.0293 is a new short-period eclipsing RS CVn variable. Information Bulletin of Variable Stars, 5719, S. 1-4, 2006.

Olah, K. et al.: Multiperiodic light variations of active stars. In: Astronomy & Astrophysics, 356, S. 643-653, 2000.

Weblinks zum Thema: www.astronomie-heute.de/artikel/1029881


*


Bildunterschriften der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildungen der Originalpublikation:

Abb. S. 80:
Sterne mit starken Magnetfeldern entwickeln riesige aktive Gebiete mit Sternflecken, die infolge der Rotation des Sterns Helligkeitsschwankungen erzeugen. Ist außerdem noch ein Begleitstern im Spiel, der den Hauptstern bedeckt, dann lässt sich hier ein außergewöhnlicher Lichtwechsel beobachten!

Abb. S. 84 oben:
Der Hauptstern des Systems GSC 2038.0293 weist einen deutlichen Aktivitätszyklus auf. Die Kurve lässt erkennen, wie die Tiefe des durch den Sternfleck verursachten Helligkeitsminimums in den Jahren 1999 bis 2009 variierte. Eine große Tiefe, wie sie im Jahr 2005 beobachtet wurde, entspricht einer stark ausgeprägten Fleckenaktivität.

Abb. S. 84 unten:
Eine aktuelle Lichtkurve des Sternsystems GSC 2038.0293 steht auf der Website des Himmelsüberwachungssystems ASAS bereit. Aufgetragen ist die optische Helligkeit im V-Band in Abhängigkeit vom Heliozentrischen Julianischen Datum (HJD) in Tagen. Ein Klick auf »GetData« liefert die Daten als Tabelle. Durch Klicks auf die weiteren Buttons lassen sich Daten aus anderen Himmelsdurchmusterungen abrufen.


© 2010 Klaus Bernhard und Peter Frank, Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg


*


Quelle:
Sterne und Weltraum 6/10 - Juni 2010, Seite 80 - 84
Zeitschrift für Astronomie
Herausgeber:
Prof. Dr. Matthias Bartelmann (ZAH, Univ. Heidelberg),
Prof. Dr. Thomas Henning (MPI für Astronomie),
Dr. Jakob Staude
Redaktion Sterne und Weltraum:
Max-Planck-Institut für Astronomie
Königstuhl 17, 69117 Heidelberg
Telefon: 06221/52 80, Fax: 06221/52 82 46
Verlag: Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH
Slevogtstraße 3-5, 69126 Heidelberg
Tel.: 06221/912 66 00, Fax: 06221/912 67 51
Internet: www.astronomie-heute.de

Sterne und Weltraum erscheint monatlich (12 Hefte pro Jahr).
Das Einzelheft kostet 7,90 Euro, das Abonnement 85,20 Euro pro Jahr.


veröffentlicht im Schattenblick zum 12. Juni 2010