Quelltext der Seite Algolstern

Der Begriff der '''Algolsterne''' (kurz '''Algols''') beschreibt sowohl eine Klasse von [[Bedeckungsveränderlicher Stern|bedeckungsveränderlichen Sternen]], deren Helligkeit sich im Maximum nicht oder kaum ändert, als auch eine Gruppe von [[Wechselwirkender Doppelstern|wechselwirkenden Doppelsternen]]. Beide Sternklassen sind nach ihrem Prototypen [[Algol (Stern)|Algol]] im Sternbild [[Perseus (Sternbild)|Perseus]] benannt.

== Bedeckungsveränderliche Sterne vom Typ Algol ==
[[Datei:Eclipsing binary star animation 2.gif|gerahmt|rechts|Animation eines bedeckungsveränderlichen Doppelsterns mit resultierender Lichtkurve.<ref>D. Gossman: ''Light Curves and Their Secrets.'' In: ''Sky & Telescope.'' October 1989, S. 410.</ref> ]]
''Algolsterne'' ([[General Catalogue of Variable Stars|GCVS]]-Systematikkürzel: ''EA'') sind [[Doppelsternsystem]]e bestehend aus zwei kugelförmigen oder nur geringfügig durch [[Zentrifugalkraft|Zentrifugalkräfte]] ellipsoid verformten Einzelsternen. Die [[Bahnebene]] liegt so im Raum, dass sich die Sterne auf ihrer Umlaufbahn gegenseitig bedecken und dabei weniger Strahlung zur Erde gelangt. Der Zeitpunkt des Beginns und des Endes eines Minimums ist bei Algolsternen eindeutig definiert im Unterschied zu den [[Beta-Lyrae-Sterne]]n und [[W-Ursae-Majoris-Stern]]en, die einen kontinuierlichen [[Lichtkurve|Lichtwechsel]] aufgrund der starken Verformung der Sterne in diesen Doppelsternsystemen zeigen.<ref>{{Literatur |Autor=John R. Percy |Titel=Understanding Variable Stars |Verlag=Cambridge University Press |Ort=Cambridge |Datum=2007 |ISBN=978-0-521-23253-1}}</ref>

Zwischen den Minima bleibt die Helligkeit der bedeckungsveränderlichen Sterne vom Typ Algol annähernd konstant. Eine geringfügige Helligkeitsänderung kann die Folge eines Reflexionseffektes, elliptischer Verformung der Sternkomponenten oder intrinsischer Veränderlichkeit sein. Die Perioden von Algolsternen liegen zwischen circa 0,2 und über 10.000 Tagen, wobei die längste bekannte Periode mit 27 Jahren der Stern [[Almaaz]] im [[Fuhrmann (Sternbild)|Sternbild Fuhrmann]] hält. Die Amplitude der Helligkeitsänderungen bei den Algolsternen kann bis zu einigen [[Scheinbare Helligkeit|Magnituden]] groß sein.<ref>{{Literatur |Autor=[[Cuno Hoffmeister]], G. Richter, W. Wenzel |Titel=Veränderliche Sterne |Verlag=J. A. Barth Verlag |Ort=Leipzig |Datum=1990 |ISBN=3-335-00224-5}}</ref>

Die Algol-Sterne wurden nach dem Stern [[Algol (Stern)|Algol]] im Sternbild [[Perseus (Sternbild)|Perseus]] benannt, dem ersten (1669 durch [[Geminiano Montanari]]) entdeckten Bedeckungsveränderlichen.<ref>[http://www.wissenschaft-online.de/astrowissen/lexdt_v.html Astro-Lexikon V 1 (Andreas Müller)]</ref>

=== Vorkommen in Sternkatalogen ===
Der [[General Catalogue of Variable Stars]] listet aktuell etwa 5000 Sterne mit dem Kürzel ''EA'', womit etwa 10 % aller Sterne in diesem Katalog zur Klasse der Algolsterne gezählt werden.<ref name="GCVS1">{{Internetquelle |url=http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/vartype.htm |titel=Variability types General Catalogue of Variable Stars, Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia |abruf=2019-09-01}}</ref>

== Wechselwirkende Doppelsterne vom Typ Algol ==
Die zweite Sternklasse mit dem Namen ''Algolsterne'' beschreibt [[Doppelstern]]e, bei denen ein masseärmerer Stern weiter entwickelt ist als ein massereicherer Stern. Dies steht im Widerspruch zu der [[Sternentwicklung]] von Einzelsternen, die mit steigender Masse schneller verläuft und wird auch als Algol-Paradox bezeichnet. Im engeren Sinne handelt es sich um Doppelsternsysteme bestehend aus einem B-A Hauptreihenstern und einem kühleren F-G [[Riesenstern]], wobei der kühle Riese sein [[Roche-Grenze|Roche-Grenzvolumen]] ausfüllt.<ref>{{Literatur |Autor=R. Deschamps, L. Siess, P. J. Davis, A. Jorissen |Titel=Critically-rotating accretors and non-conservative evolution in Algols |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1306.1348v1}}</ref> Diese Algolsterne zeigen häufig, dass der massereichere Stern schneller rotiert als die [[Umlaufdauer]] des Doppelsternsystems. Bei einigen Algolsternen kann auch ein Massestrom von dem masseärmeren Begleiter zu einem heißen Fleck auf dem schweren Stern nachgewiesen werden. Im heißen Fleck trifft die Materie auf die Atmosphäre und [[Kinetische Energie|kinetische]] wird in [[thermische Energie]] umgesetzt. Der jetzt masseärmere Stern verfügte ursprünglich über die größere Masse und hat sich von der [[Hauptreihe]] fortentwickelt. Dabei begann er zu expandieren, bis er das Roche-Grenzvolumen überschritten hat. Wird diese Grenze überschritten fließt Materie zu dem Begleiter und innerhalb eines kurzen Zeitraums kommt es zu einer Massenumkehr. Daher ist in der Algolphase nach dem rapiden Massentransfer der masseärmere Stern weiter entwickelt und der massereichere rotiert mit hoher Geschwindigkeit aufgrund der Übertragung von [[Drehimpuls]] zwischen den beiden Sternen.<ref>{{Literatur |Autor=S. N. Shore, M. Livio, E. P. J. van den Heuvel |Titel=Interacting Binaries |Verlag=Springer-Verlag |Ort=Berlin |Datum=1992 |ISBN=3-540-57014-4}}</ref> In der beobachtbaren Phase, dem Massentransfer von dem entwickelten Unterriesen oder Riesen zu dem schweren Hauptreihenstern sollte ein Anwachsen der Bahnumlaufdauer auftreten. Analysen des Verhaltens von Algolsternen zeigen aber häufig zyklische Periodenänderungen sowohl mit abnehmender als auch anwachsender Umlaufdauer, deren Ursache eventuell in der magnetischen Aktivität der massespendenden Komponente liegt.<ref>{{Literatur |Autor=L. Jetsu, S. Porceddu, J. Lyytinen, P. Kajatkari, J. Lehtinen, T. Markkanen, J. Toivari-Viitala |Titel=Did the ancient egyptians record the period of the eclipsing binary Algol – the Raging one? |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1204.6206v1}}</ref>

In der stabilen Phase nach dem schnellen Massentransfer ist der ehemals massereichere Stern ein kühler Unterriese mit einer ausgedehnten Atmosphäre mit konvektiven Energietransport. Gleichzeitig ist die Rotationsgeschwindigkeit des Unterriesens recht hoch wegen der [[Gebundene Rotation|gebundenen Rotation]] in den engen Doppelsternsystemen. Eine schnelle [[differentielle Rotation]] in Kombination mit einer konvektiven Atmosphäre führt durch die [[Magnetohydrodynamik]] zu einer ausgeprägten magnetischen Aktivität bei Algolsternen, die sich in Form von [[Sonneneruption|Flares]] im Bereich der Radio- und [[Röntgenstrahlung]] sowie durch [[Emissionslinie]]n der [[Balmer-Serie]] bemerkbar macht.<ref>{{Literatur |Autor=F. Baron, J. D. Monnier, E. Pedretti, M. Zhao, G. Schaefer, R. Parks, X. Che, N. Thureau, T. A. ten Brummelaar, H. A. McAlister, S. T. Ridgway, C. Farrington, J. Sturmann, L. Sturmann, N. Turner |Titel=Imaging the Algol Triple System in H Band with the Chara Interferometer |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1205.0754v1}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=Mercedes T. Richards, Michail I. Agafonov, Olga I. Sharova |Titel=New Evidence of Magnetic Interactions between Stars from 3D Doppler Tomography of Algol Binaries: Beta Per and RS Vul |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1210.0081}}</ref> Bei langperiodischen Algolsternen sind auch temporäre [[Akkretionsscheibe]]n gefunden wurden, die nicht immer in der [[Bahnebene]] des Doppelsternsystems liegen. Diese Abweichungen können nicht durch einfache Modelle erklärt werden, welche nur die Gravitations- und [[Zentrifugalkraft|Zentrifugalkräfte]] berücksichtigen. Die Gasmassen außerhalb der Bahnebene werden mit der magnetischen Aktivität des massenspendenen Sterns in Verbindung gebracht:<ref>{{Literatur |Autor=Eric Raymer |Titel=Three-Dimensional Hydrodynamic Simulations of Accretion in Short Period Algols |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1209.2167}}</ref>
* aufgrund [[Korona (Sonne)|koronaler]] Auswürfe
* Magnetfelder auf dem Unterriesen wechselwirken mit der ionisierten Materie, die durch den [[Lagrange-Punkte|Lagrange-Punkt L1]] fließt
* Akkretiertes Gas wird aus der Bahnebene abgelenkt, weil sich an dem Punkt, an dem der Gasstrom auf den Primärstern trifft, ein Rückstau bildet
* Ein [[Superhump]]-ähnliches Phänomen ist in Radiobeobachtungen nachgewiesen worden. Wahrscheinlich wird der Gasstrom durch ein Magnetfeld in der Nähe der Massenspender schraubenförmig abgelenkt. Da die frühen Sterne über keine intrinsischen Magnetfelder verfügen sind diese Magnetfeldlinien wahrscheinlich durch den Plasmastrom selbst generiert.

== Beispiele ==
* Algol, [[Deneb Algedi]], [[Menkalinan]], [[Gemma]], [[Azaleh]], [[Almaaz]], [[DI Herculis]]

== Siehe auch ==
* [[Veränderlicher Stern]]

== Literatur ==
* W. Krat: ''Über die Ableitung des Randverdunkelungsgesetzes der Algolsterne''. In: ''[[Zeitschrift für Astrophysik]]'', Vol. 5, 1932, S. 60–66, {{bibcode|1932ZA......5...60K}}

== Weblinks ==
* {{Alpha Centauri|68}}

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Sternklasse der Bedeckungsveränderlichen Sterne]]