Bedeckungsveränderlicher Stern

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Animation eines bedeckungsveränderlichen Doppelsterns mit resultierender Lichtkurve.^[1]^[2]

Ein bedeckungsveränderlicher Stern ist ein Doppelsternsystem, dessen Bahn so im Raum liegt, dass sich die beiden Sterne von der Erde aus gesehen zumindest teilweise verdecken.

Im Allgemeinen werden die beiden Sterne des Doppelsternsystems verschiedene Größen und verschiedene Oberflächentemperaturen haben.

Verdeckt der kleinere Stern einen Bereich des größeren, erreicht das Licht, das vom verdeckten Teil seiner Oberfläche ausgeht, den Beobachter nicht, und die Helligkeit des Gesamtsystems ist niedriger als zu den Zeiten, an denen beide Sterne nebeneinander stehen. In der Lichtkurve ergibt sich ein Minimum, das kürzer als die Rotationsperiode ist (im Bild rechts).

Läuft der kleinere Stern ganz oder teilweise hinter dem großen vorbei, erreicht ein mehr oder weniger großer Teil seines Lichtes den Beobachter nicht. Es ergibt sich also zwischen je zwei Minima ein weiteres. Dieses wird, wenn die Flächenhelligkeit des kleinen Sternes geringer ist, weniger tief ausfallen (im Bild links).

Da die Änderung der Leuchtkraft eines Bedeckungsveränderlichen nur von den relativ konstanten Zustandsgrößen der Sterne und der Geometrie und der Umlaufdauer des Systems abhängig ist, ist die Lichtkurve streng periodisch. Die Form der Minima ist von der Geometrie und den Bahndaten des Systems, den Zustandsgrößen der beteiligten Sterne und dem Winkel, unter dem die Bahnebene von der Erde aus gesehen wird, abhängig.

Man unterscheidet anhand der Lichtkurven zwischen

Algolsternen (Periodenlänge von 1 bis 5 Tagen),
Beta-Lyrae-Sternen (Die Komponenten sind sich ähnlich, es kommt zu fortlaufenden Abweichungen in der Lichtkurve.),
W-Ursae-Maioris-Sternen,
AM-Canum-Venaticorum-Sternen,
Zeta-Aurigae-Sternen,
UX-Ursae-Maioris-Sternen,

benannt nach charakteristischen Vertretern ihrer Art.

Viele der bisher nachgewiesenen Exoplaneten wurden durch die Methode der Sternbedeckung nachgewiesen. Weil Planeten nicht selbst leuchten, wird dabei nur ein periodischer Rückgang der Leuchtkraft eines Sternes pro Umlauf beobachtet; dieser Unterschied ist zudem minimal, weil Planeten wesentlich keiner sind als Sterne.