Quelltext der Seite W-Ursae-Majoris-Stern

'''W-Ursae-Majoris-Sterne''', ''auch W-Ursae-Majoris-Veränderliche'', ([[General Catalogue of Variable Stars|GCVS]]-Systematikkürzel: ''EW'') sind [[Bedeckungsveränderlicher Stern|bedeckungsveränderliche]] [[Stern]]e, deren [[Doppelstern]]enpaar in Oberflächenkontakt steht und einen kontinuierlichen Lichtwechsel zeigt. Sie sind von einer [[Common-Envelope|gemeinsamen Hülle]] umgeben, die sich zwischen der inneren und der äußeren [[Roche-Grenze]] gebildet hat. Sie sind benannt nach dem Prototyp [[W Ursae Majoris]]<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>.

== Eigenschaften ==
=== Spektrum ===
W-Ursae-Majoris-Sterne weisen meistens eine [[Spektralklasse]] von F bis K auf, wobei ihre Komponenten ungefähr gleich hell bei einer unterschiedlichen Masse sind.

=== Lichtkurve ===
Die Bahnperiode liegt meistens unter einem Tag, wobei fast alle Perioden zwischen 0,22 und 0,8 Tagen liegen. Die [[Amplitude]] im Visuellen Licht ist dabei gewöhnlich geringer als 0,8 [[Scheinbare Helligkeit|Magnituden]], wobei die beiden Minima sich nur geringfügig unterscheiden.

Die [[Lichtkurve]] unterscheidet sich von der diskreten Verdunkelung klassischer Bedeckungsveränderlicher durch eine kontinuierliche Helligkeitsveränderung. Dies ist eine Folge der elliptischen Form der Sterne aufgrund der Nähe, wobei sich diese durch [[Gravitation|gravitative]] Verzerrung und die [[Zentrifugalkraft]] einstellt. Die Lichtkurve wiederholt sich häufig nicht streng, da aufgrund der kurzen Umlaufdauer und des [[Konvektion|konvektiven]] Energietransports in der Hülle [[Sonnenaktivität|stellare Aktivität]] auftritt. [[Sternfleck]]en und Flares werden daher häufig beobachtet. Charakteristisch für W-Ursae-Majoris-Sterne ist weiterhin der konstante [[Farbindex]] über den gesamten Lichtwechsel, der auch zur Unterscheidung von [[Pulsationsveränderlicher Stern|pulsierenden Veränderlichen]] wie [[Delta-Scuti-Stern]]en und [[RR-Lyrae-Stern]]en genutzt wird. Aus dem konstanten Farbindex folgt eine annähernd identische [[Sternoberfläche#Oberflächentemperatur|Oberflächentemperatur]] für zwei Sterne mit unterschiedlichen Massen. Dies ist ein Verstoß gegen das [[Vogt-Russell-Theorem]], wonach die Masse und chemische Zusammensetzung eindeutig sowohl den Radius als auch die Leuchtkraft des Sterns festlegt. Heute wird davon ausgegangen, dass ein W-Ursae-Majoris-Stern in eine [[gemeinsame Hülle]] eingebettet ist und dies zu der identischen Oberflächentemperatur führt<ref>{{Literatur |Autor=[[Cuno Hoffmeister]], Gerold Richter, Wolfgang Wenzel |Titel=Veränderliche Sterne |Verlag=J. A. Barth Verlag |Ort=Leipzig |Datum=1990 |ISBN=3-335-00224-5}}</ref>.

==== O’Connell-Effekt ====
Bei vielen Kontaktsystemen und besonders bei W-Ursae-Majoris-Veränderliche kann der O’Connell-Effekt beobachtet werden, bei dem die Maxima in der Lichtkurve eine unterschiedliche Höhe von bis zu 0,1 [[Scheinbare Helligkeit|Magnituden]] zeigen. Die Asymmetrie im Lichtwechsel nimmt zu, je stärker die Sterne elliptisch verzerrt sind sowie je größer das Verhältnis der Radien der Sterne ist. Der O’Connell-Effekt wird wahlweise als die Folge eines heißen Flecks zwischen den beiden Sternen aufgrund eines Massenaustausches, [[Sonnenfleck|Sternflecken]] auf den Komponenten des Doppelsternsystems sowie durch zirkumstellare Materie in einem Ring um den Bedeckungsveränderlichen erklärt<ref>{{Literatur |Autor=Quing-Yao Liu, Yu-Lan Yang |Titel=A Possible Explanation of the O'Connell Effect in Close Binary Stars |Sammelwerk=Chinese Journal of Astronomy & Astrophysics |Band=3 |Datum=2003 |Seiten=142–150}}</ref>. Damit geht einher das sogenannte W-Phänomen. Danach tritt das tiefere Minimum des Bedeckungslichtwechsels bei den meisten W-UMa-Sternen auf, wenn der Sekundärstern vom massereicheren Primärstern bedeckt wird. Dies wird mit einer Ansammlung von Sternflecken auf dem Primärstern in Verbindung gebracht, wodurch die durchschnittliche Temperatur seiner [[Photosphäre]] niedriger liegt als die seines Begleiters.

=== Untergruppen ===
Die W-Ursae-Majoris-Sterne werden in die folgenden Subklassen unterteilt<ref>{{Literatur |Autor=Szilárd Csizmadia, Péter Klagyivik |Titel=On the properties of contact binary stars |Sammelwerk=[[Astronomy & Astrophysics]] |Band=426 |Datum=2004 |Seiten=1001–1005 |DOI=10.1051/0004-6361:20040430}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=Leendert Binnendijk |Titel=The W Ursae Majoris Systems |Sammelwerk=Kleine Veröffentlichungen der [[Dr.-Remeis-Sternwarte|Remeis-Sternwarte]] zu Bamberg |Band=40 |Datum=1965 |Seiten=36–51}}</ref>:

* Typ A: Der massereichere Stern von beiden verfügt über den größeren Radius und eine höhere [[effektive Temperatur]], wobei beide Sterne eine höhere Oberflächentemperatur haben als die Sonne mit einem Spektraltyp A oder F bei einer Bahnumlaufdauer von 0,4 bis 0,8 Tagen
* Typ W: Der massereichere Stern hat einen größeren Radius und eine niedrigere effektive Temperatur als sein Partner. Beide Sterne verfügen über eine Spektralklasse G oder K mit einer Umlaufzeit von 0,22 bis 0,4 Tagen
* Typ H: Diese W-Ursae-Majoris-Sterne verfügen über ein Massenverhältnis q = M<sub>1</sub> / M<sub>2</sub> von mehr als 0,72. Bei diesen Doppelsternen ist der Energietransfer zwischen den Komponenten sehr ineffizient.

=== Vorkommen in Sternkatalogen ===
Der [[General Catalogue of Variable Stars]] listet aktuell etwa 3500 Sterne mit dem Kürzel ''EW'', womit 7 % aller Sterne in diesem Katalog zur Klasse der W-Ursae-Majoris-Sterne 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>

== Entwicklung ==
Die Gesamtmasse eines W-Ursae-Majoris-Doppelsternsystems überschreitet nicht 2,5 Sonnenmassen. Der Primärstern befindet sich in seiner Entwicklung auf der [[Hauptreihe]], während der Begleiter mit einer geringeren Masse über einen bis zu siebenmal größeren Radius verfügt als ein Einzelstern mit einer identischen Masse und chemischen Zusammensetzung. Der vergrößerte Durchmesser könnte die Folge eines [[Konvektion|konvektiven]] Energietransfers von dem Primärstern zu dem Begleiter sein<ref>{{Literatur |Autor=Kazimierz Stepién and K. Gazeas |Titel=Evolution of Low Mass Contact Binaries |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar strophysics |Datum=2012 |arXiv=1207.3929v1}}</ref>.

W-Ursae-Majoris-Veränderliche und weitere Kontaktsysteme treten weder in Sternentstehungsgebieten noch in jungen [[Offener Sternhaufen|offenen Sternhaufen]] auf. Sie sind dagegen häufig in den älteren offenen Sternhaufen mit einem Alter von mehr als einer Milliarde Jahre sowie den circa 12 Milliarden Jahre alten [[Kugelsternhaufen]] zu finden. Kontaktsysteme entstehen in einem zeitlichen Prozess, der als magnetischer Drehmomentverlust bezeichnet wird. Da bei engen, zunächst noch getrennten Doppelsternsystemen die Rotation der Sterne gebunden ist, kann die Rotationsdauer dieser Sterne nur identisch sein mit der Umlaufdauer im Doppelsternsystem von einigen Tagen. Weil an der Oberfläche der späten Sterne [[Konvektion]] den Energietransport dominiert, bilden sich globale Magnetfelder aus. Die im [[Sternwind]] abgegebene Materie ist [[Ionisation|ionisiert]], daher im Magnetfeld eingefroren und muss der Rotation des Sterns folgen. Dieses Mitschleppen vermindert den im Doppelsternsystem vorhandene [[Drehimpuls]] und in der Folge verringert sich der Abstand zwischen den beiden Komponenten, bis sie eine gemeinsame Hülle bilden<ref>{{Literatur |Autor=Kaziemierz Stepién |Titel=Evolution of Cool Close Binaries - Approach to Contact |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1105.2645}}</ref>. Bei massereicheren W-Ursae-Majoris-Veränderliche dominiert die nukleare Entwicklung. Nach dem Erschöpfen der Wasserstoffvorräte durch [[Wasserstoffbrennen|thermonukleare Prozesse]] expandiert der Stern, um im hydrostatischen Gleichgewicht zu bleiben und gerät dadurch in Kontakt mit seinem Begleiter. Dieser Entwicklungsweg ist charakteristisch für die W-UMa-Sterne vom Typ A<ref>{{Literatur |Autor=M. Yıldız and T. Dogan |Titel=On the origin of W UMa type Contact binaries - a new method for computation of initial masses |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1301.6035}}</ref>. Bei beiden Entwicklungswegen ist das Doppelsternsystem nur für 10 Prozent seiner charakteristischen Lebensdauer von bis zu circa 8 Milliarden Jahren im Kontakt und tauscht Materie aus. Das Massenverhältnis ist dabei nicht extremer als ein Zehntel<ref>{{Literatur |Autor=Bogumil Pilecki, Kazimierz Stepién |Titel=Light curve modeling of short-period W UMa-type stars |Sammelwerk=Information Bulletin on Variable Stars |Band=6012 |Datum=2012 |ISSN=1587-2440}}</ref>.

Durch den stetigen Austausch von Materie und Energie zwischen den beiden Sternen in einer gemeinsamen Hülle verringert sich der Gesamtdrehimpuls des Doppelsternsystems weiter. Daher nimmt der Abstand zwischen den beiden Komponenten ab, bis die beiden Sterne verschmelzen. Beim Vorgang der Verschmelzung eines engen Doppelsternsystems wird eine große Menge an Energie frei und dies wird als [[Leuchtkräftige Rote Nova]] beobachtet. Im Fall von [[V1309 Sco]] ist sogar die Bedeckungsveränderlichkeit vor dem Ausbruch dokumentiert worden<ref>{{Literatur |Autor=Romuald Tylenda, M. Hajduk, T. Kamiński, A. Udalski, I. Soszyński, M. K Szymański, M. Kubiak, G. Pietrzyński, R. Poleski, Ł Wyrzykowski, K. Ulaczyk |Titel=V1309 Scorpii: merger of a contact binary |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2010-11-01 |arXiv=1012.0163}}</ref>. Als Ergebnis der Leuchtkräftigen Roten Nova bildet sich ein schnell rotierender Einzelstern bestehend aus der Masse der beiden Komponenten des Doppelsternsystems. Als Nachfolger dieser Verschmelzung werden die [[FK-Comae-Berenices-Stern]]e sowie die [[Blaue Nachzügler|Blauen Nachzügler]] angesehen<ref>{{Literatur |Autor=David H. Bradstreet, [[Edward Guinan]] |Titel=Stellar Mergers and Acquisitions: The Formation and Evolution of W Ursae Majoris Binaries |Sammelwerk=Astronomical Society of the Pacific |Band=56 |Datum=1994 |Seiten=228–243}}</ref>.

== Periodenverteilung ==
Die Verteilung der [[Umlaufdauer]] dieser Kontaktsysteme hat ein Maximum um 0,37 Tagen<ref>{{Literatur |Autor=Slavek M. Rucinski |Titel=The short period end of the contact binary period distribution based on the All Sky Automated Survey (ASAS) |Sammelwerk=Monthly Notice of Royal Astronomical Society |Band=382 |Datum=2007 |Seiten=393}}</ref>. Zu kleineren Perioden hin fällt die Häufigkeit schnell ab und unterhalb von 0,21 Tagen ist kein W-Ursae-Majoris-Stern bekannt. Diese Verteilung wird als eine Folge eines instabilen Massentransfers erklärt. Der primäre Stern in einem so engen Kontaktsystem hat die Eigenschaft, dass sein Radius bei einem Verlust von Masse schneller anwächst als die [[Roche-Grenze]] im [[Doppelsternsystem]]. Die Folge ist ein exponentielles Anwachsen der Massentransferrate, wenn diese Periodenuntergrenze erreicht wird. Dadurch kommt es zu  einem schnellen Verschmelzen des Doppelsternsystems und das Ergebnis ist ein mit hoher Geschwindigkeit rotierender Einzelstern<ref>{{Literatur |Autor=Dengkai Jiang, Zhanwen Han, Hongwei Ge, Liheng Yang and Lifang Li |Titel=The short-period limit of contact binaries |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1112.0466v1}}</ref>.

Eine Suche nach Kontaktsystemen am unteren Ende der Periodenverteilung mit Hilfe der Daten aus dem [[SuperWASP]]-Experiment hat gezeigt, dass nur 3 von 53 Systemen eine starke Verkürzung der Umlaufdauer zeigen. Diese Periodenänderungen können weder durch magnetische Wechselwirkung noch durch Abstrahlung von [[Gravitationswelle]]n verursacht werden. Allerdings ist die geringe Anzahl für Doppelsternsysteme mit eventuell instabilem Massentransfer ein Problem für die jetzigen Hypothesen und auch nicht statistisch signifikant, da es eine vergleichbare Anzahl von Kontaktsystemen mit starken Periodenverlängerungen gibt<ref>{{Literatur |Autor=Marcus E. Lohr, Andrew J. Norton, Ulrich C. Kolb, David R. Anderson, Francesca Faedi, Richard G. West |Titel=Period decrease in three SuperWASP eclipsing binary candidates near the short-period limit |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar strophysics |Datum=2012 |arXiv=1205.1678v1}}</ref>.

Eine Periodenuntergrenze von 0,21 Tagen scheint nicht für [[Hauptreihe]]nsterne bestehend aus zwei [[Roter Zwerg|M-Zwergen]] zu bestehen. Es wurden sogar getrennte Systeme unterhalb der Periodengrenze gefunden und die kürzeste bekannte Umlaufdauer in einem Kontaktsystem aus zwei M-Zwergen beträgt 0,112 Tage. Bisher war angenommen worden, dass zwei M-Zwerge in der [[Hubble-Konstante#Hubble-Zeit|Hubblezeit]] noch nicht genügend Drehmoment verloren haben können, um zu so kurzen Perioden zu gelangen. Ob M-Zwerge durch gekoppelte [[UV-Ceti-Stern|stellare Aktivität]] in der Lage sind, schneller Drehmoment umzuwandeln, oder ob sie bereits als ein sehr enges Doppelsternsystem aus der [[Sternentstehung]] hervorgehen, ist Gegenstand aktueller Forschung<ref>{{Literatur |Autor=S.V. Nefs, J.L. Birkby, I.A.G. Snellen, S.T. Hodgkin, D. J. Pinfield, B. Sipocz, G. Kovacs, D. Mislis, R. P. Saglia, J. Koppenhoefer, P. Cruz, D. Barrado, E. L. Martin, N. Goulding, H. Stoev, J. Zendejas, C. del Burgo, M. Cappetta, Y.V.Pavlenko |Titel=Four ultra-short period eclipsing M-dwarf binaries in the WFCAM Transit Survey. |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar strophysics |Datum=2012 |arXiv=1206.1200}}</ref>.

Die Umlaufperioden von Kontaktsystemen, gemessen als der Abstand zwischen zwei Minima, variiert mit einer Amplitude von bis zu 0,01 Tagen mit einer Quasiperiode von einigen hundert Tagen. Dies wird verursacht von [[Sternfleck]]en auf der Oberfläche der Sterne. Sternflecken sind Gebiete mit geringerer Oberflächentemperatur, die durch ihre Lage auf der Hemisphäre den Zeitpunkt minimaler Helligkeit verschieben können. Die Quasiperioden sind wiederum sind das Ergebnis einer [[Differentielle Rotation|differentiellen Rotation]] der Sterne<ref>{{Literatur |Autor=K. Tran, A. Levine, S. Rappaport, T. Borkovits, Sz. Csizmadia, B. Kalomeni |Titel=The Anticorrelated Nature of the O-C Curves for the Kepler Contact Binaries |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1305.4639v1}}</ref>.

== Beispiele ==
* [[W Ursae Majoris]]
* [[KIC 9832227]]
* [[44 Bootis|44 Bootis B]]

== Weblinks ==
* {{Webarchiv | url=http://www.celestialmatters.org/?q=node/134 | wayback=20130824114805 | text=W Ursae Majoris stars auf celestialmatters.org}}
* [https://www.youtube.com/watch?v=jV6trZBpl18 Videoanimation auf YouTube]

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Sternklasse der Bedeckungsveränderlichen Sterne]]