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Die ellipsoid veränderlichen Sterne gehören zur Gruppe der rotationsveränderlichen Sterne. Ihr Lichtwechsel ist die Folge der Abweichung von der Kugelform. Diese Abweichung entsteht, wenn sich die beiden Sterne eines engen Doppelsternsystems aufgrund ihrer gegenseitigen gravitativen Anziehung ellipsoid verformen. Dadurch verändert sich während eines Bahnumlaufs die von der Erde aus sichtbare Fläche, und die Helligkeit schwankt mit geringer Amplitude.[1]

Klassische ellipsoide Veränderliche

Bei den klassischen ellipsoiden Veränderlichen umlaufen die Sterne eines Doppelsternsystems das gemeinsame Massezentrum auf einer Kreisbahn. Die Form der Sterne nimmt aufgrund der Gravitation des anderen Sterns eine Eiform an. Weiterhin kommt es zum Phänomen des Gravity darkening, also einer Änderung der Temperatur der Sternoberfläche, die vom anderen Stern abgewandt ist.

Zusammen ergeben diese Effekte eine Lichtkurve, in der pro Umlauf zwei Minima und zwei Maxima auftreten. Die Periode der meisten ellipsoiden Veränderlichen beträgt bei Hauptreihensternen nicht mehr als 5 Tage. Die Amplitude der Helligkeitsänderungen beträgt weniger als 0,1 mag. Ellipsoider Lichtwechsel tritt häufig in Kombination mit Bedeckungsveränderlichkeit und Reflexionslichtwechsel auf.

Ellipsoider Lichtwechsel bei Roten Riesen

Ellipsoider Lichtwechsel ist auch bei Roten Riesen und AGB-Sternen in Doppelsternsystemen nachgewiesen worden.[2] Die Umlaufdauer dieser Sterne beträgt bis zu 1000 Tage. Da diese Sterne alle halbregelmäßige Helligkeitsänderungen zeigen, ist die Trennung zwischen dem ellipsoiden und dem durch Pulsationen verursachten Lichtwechsel schwierig.[3]

Herzschlagsterne

Herzschlagsterne werden so genannt, weil die Form ihrer Lichtkurve dem Herzschlag in einem Elektrokardiogramm ähnelt. Der Lichtwechsel dieser Sterne wird verursacht durch elliptische Umlaufbahnen um das gemeinsame Massenzentrum.[4]

Die elliptischen Bahnen führen während jedes Bahnumlaufs zu Veränderungen der Form der Sterne und stoßen so Schwingungen in den Sternen an. Die Dauer der Schwingungen ist jeweils ein ganzzahliger Teil der Bahnumlaufdauer, es handelt sich um ein Resonanzphänomen ähnlich der Bahnresonanz.

Die Schwingungen zusammen mit dem ellipsoiden Lichtwechsel führen zu einer großen Vielfalt an Lichtkurven, wobei einige ein Minimum vor dem Herzschlag zeigen, andere danach; auch W- oder M-förmige Helligkeitsänderungen sind beobachtet worden sowie eine Überlagerung mit Bedeckungsveränderlichkeit. Die Form der Lichtkurven kann sehr gut modelliert werden durch die Parameter Inklination, Exzentrizität und Apsidenwinkel.

Die Amplituden sind mit einigen hundert parts per million sehr klein. Die Umlaufdauern der bisher entdeckten Systeme liegen zwischen 2 und 20 Tagen.[5]

Beispiele

• Spica.[6]
• Atik (Omikron Persei)
• b Persei, nicht zu verwechseln mit Beta Persei

Einzelnachweise

1. Cuno Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel: Veränderliche Sterne. J. A. Barth Verlag, Leipzig 1990, ISBN 3-335-00224-5.
2. C. P. Nicholls and P. R. Wood: Eccentric Ellipsoidal Red Giant Binaries in the LMC: Complete Orbital Solutions and Comments on Interaction at Periastron. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1201.1043v1.
3. C. P. Nicholls, P. R. Wood and M.-R. L. Cioni: Ellipsoidal Variability and the Difference between Sequence D and E Red Giants. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2010, arxiv:1002.3751v1.
4. William F. Welsh, Jerome A. Orosz, Conny Aerts, Timothy M. Brown, Erik Brugamyer, William D. Cochran, Ronald L. Gilliland, Joyce Ann Guzik, D. W. Kurtz, David W. Latham, Geoffrey W. Marcy, Samuel N. Quinn, Wolfgang Zima, Christopher Allen, Natalie M. Batalha, Steve Bryson, Lars A. Buchhave, Douglas A. Caldwell, Thomas N. Gautier III, Steve B. Howell, K. Kinemuchi, Khadeejah A. Ibrahim, Howard Isaacson, Jon M. Jenkins, Andrej Prsa, Martin Still, Rachel Street, Bill Wohler, David G. Koch, William J. Borucki: KOI-54: The Kepler Discovery of Tidally-Excited Pulsations and Brightenings in a Highly Eccentric Binary. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arxiv:1102.1730.
5. Susan E. Thompson, Mark Everett, Fergal Mullally, Thomas Barclay, Steve B. Howell, Martin Still, Jason Rowe, Jessie L. Christiansen, Donald W. Kurtz, Kelly Hambleton, Joseph D. Twicken, Khadeejah A. Ibrahim, Bruce D. Clarke: A Class of Eccentric Binaries with Dynamic Tidal Distortions Discovered with Kepler. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1203.6115.
6. John R. Percy: Understanding Variable Stars. Cambridge University Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-23253-1.

На других языках

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- [de] Ellipsoid veränderlicher Stern

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[en] Rotating ellipsoidal variable

Rotating ellipsoidal variables are a class of variable star. They are close binary systems whose components are ellipsoidal. They are not eclipsing, but fluctuations in apparent magnitude occur due to changes in the amount of light emitting area visible to the observer. Typical brightness fluctuations do not exceed 0.1 magnitudes.

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[es] Variable elipsoidal rotante

En astronomía se llaman variables elipsoidales rotantes (en inglés rotating ellipsoidal variables, abreviadas como ELL) a un tipo de estrellas variables. Son estrellas binarias cercanas cuyas componentes tienen forma elipsoidal. No son binarias eclipsantes, pero las fluctuaciones en su magnitud aparente tienen lugar por la variación en el área visible por el observador a medida que las estrellas se mueven en su órbita. Sus ciclos de variación son iguales a los períodos de su movimiento orbital. Las fluctuaciones de brillo típicas no exceden las 0,1 magnitudes.

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[ru] Эллипсоидальная переменная

Эллипсоидальные переменные (Вращающиеся эллипсоидальные переменные, ELL[1]) — класс переменных тесных двойных, в котором звёзды так близки, хотя не обязательно в контакте, что одна или обе имеют форму эллипсоида. Причиной подобной формы является быстрое вращение и/или гравитационное взаимодействие звёзд. Их видимый суммарный блеск меняется с периодом, равным периоду орбитального обращения, вследствие изменения площади излучающей поверхности, обращенной к наблюдателю[2].

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