Quelltext der Seite Wechselwirkender Doppelstern

'''Wechselwirkende Doppelsternsysteme''' sind [[Doppelstern]]e, die eine signifikante Wechselwirkung zwischen ihren Komponenten zeigen, die über die Beeinflussung durch die gegenseitigen [[Gravitation]]skräfte hinausgeht. Die Beeinflussung kann durch Massenaustausch zwischen den Sternen, durch die Einwirkung von elektromagnetischer oder Partikel-Strahlung bzw. durch [[Gezeitenkraft|Gezeitenkräfte]] stattfinden. Durch die Wechselwirkung zwischen den Sternen können die Sterne Entwicklungswege einschlagen, die sie als Einzelsterne nicht durchlaufen können. Wechselwirkende Doppelsterne werden etwas unpräzise auch als enge Doppelsterne bezeichnet.<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>

== Wechselwirkung durch Massenaustausch ==
[[Datei:Low-mass X-ray binary.jpg|mini|Künstlerische Darstellung eines Röntgendoppelsterns geringer Masse (LMXB)]]
Massentransfer zwischen den Komponenten eines Doppelsterns kann durch [[Sternwind]] oder durch ein Überschreiten der [[Roche-Grenze]] erfolgen. Bei einer [[Akkretion (Astronomie)|Windakkretion]] strömt ein Wind von einem massereichen Stern und wird von dem Gravitationsfeld des Begleiters auf diesen gelenkt. Aus Gründen der Drehimpulserhaltung bildet sich um den masseempfangenden Stern eine [[Akkretionsscheibe]], aus der die Materie auf den Stern fällt. Die Akkretionsraten sind meist zu gering, um die Entwicklungswege der Sterne zu beeinflussen, aber viele Eruptionen von [[Eruptiv veränderlicher Stern|veränderlichen Sternen]] werden durch die Windakkretion verursacht.<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> Bei den Kollisionen von Sternwinden in engen Doppelsternen können Partikel auf extrem hohe Energien beschleunigt und als [[Gammastrahlendoppelstern]]e beobachtet werden.

Bei einem Überschreiten der Roche-Grenze hat einer der Sterne in dem Doppelstern eine Ausdehnung erreicht, bei der Teile seiner [[Sternatmosphäre|Atmosphäre]] nicht mehr gravitativ an den Stern gebunden sind. Diese können das Doppelsternsystem verlassen oder meist über eine Akkretionsscheibe auf den Begleiter übergehen. Die Massentransfers führen zu einer Änderung der [[Bahnachse]], Veränderung der Masse der Komponenten und geänderten Rotationsdauern der Komponenten. Durch die Übertragung von Materie kann sich die chemische Signatur in den Atmosphären der Sterne ändern wie bei den [[Bariumstern]]en oder die Sterne können Entwicklungswege einschlagen, die sie als Einzelsterne in einer ungestörten Entwicklung nicht hätten erreichen können. Als Beispiel gelten die [[Unterzwerg#Heiße oder blaue Unterzwerge|blauen Unterzwerge]], [[Blaue Nachzügler]] und ein Teil der [[Supernova vom Typ Ia|thermonuklearen Supernovae vom Typ Ia]].<ref>{{Literatur |Autor=H. Scheffler, H. Elsässer |Titel=Physik der Sonne und der Sterne |Verlag=Bibliographisches Institut |Ort=Mannheim |Datum=1990 |ISBN=3-411-14172-7}}</ref>

Zu den wechselwirkenden Doppelsternsystemen mit aktiven Massentransfer zwischen den Komponenten gehören:
* [[Algolstern]]e
* [[Beta-Lyrae-Stern]]e
* [[Doppelperiodischer Veränderlicher|Doppelperiodische Veränderliche]]
* [[Kataklysmische Veränderliche]]
* [[Röntgendoppelstern]]e
* [[Symbiotischer Stern|Symbiotische Sterne]]
* [[Colliding-Wind Binary]]

== Wechselwirkung durch Gezeitenkräfte ==
[[Datei:Mass eject.png|mini|links|Koronaler Masseauswurf auf der Sonne]]
Die Gezeitenkräfte verformen die Sterne und beeinflussen die [[Lichtkurve]] des Doppelsternsystems, die Anzeichen für einen [[Ellipsoid veränderlicher Stern|ellipsoiden Lichtwechsel]] zeigt. Daneben führen die Gezeitenkräfte auch zu einer Synchronisation der Rotationsdauer der Sterne mit der Bahnumlaufdauer des Doppelsternsystems. Ältere Sterne in engen Doppelsternsystemen rotieren daher erheblich schneller als Einzelsterne mit entsprechenden Alter und da die Rotation die Ursache für magnetische Aktivität in der Chromosphäre diese Sterne ist zeigen diese Sterne in wechselwirkenden Doppelsternsystemen ausgeprägte Anzeichen von chromosphärischer Aktivität in Form von [[Sternfleck]]en, [[Koronaler Massenauswurf|koronalen Massenauswürfen]], [[Sonneneruption|Flares]] und Radiobursts.<ref>{{Literatur |Autor=Klaus G. Strassmeier |Titel=Aktive Sterne: Laboratorien der solaren Astrophysik |Verlag=Springer Verlag |Ort=Wien |Datum=1997 |ISBN=978-3-211-83005-5}}</ref>

Viele Arten von veränderlichen Sternen mit magnetischer Aktivität treten daher bevorzugt in wechselwirkenden Doppelsternen auf wie die [[UV-Ceti-Stern]]e, die [[BY-Draconis-Stern]]e und die [[RS-Canum-Venaticorum-Stern]]e.

Die [[gebundene Rotation]] in engen Doppelsternsystemen beeinflusst auch die Durchmischung im Inneren der Sterne und damit die Zusammensetzung der im Kern für [[thermonukleare Reaktion]]en zur Verfügung stehende Materie. Dies führt zu einer veränderten Entwicklungsweg der Sterne unabhängig von einem Massentransfer zwischen den Komponenten.<ref>{{Literatur |Autor=R. Kippenhahn, A.Weigert |Titel=Stellar Structure and Evolution (Astronomy and Astrophysics Library) |Verlag=Springer Verlag GmbH |Ort=Mannheim |Datum=1994 |ISBN=978-3-540-50211-1}}</ref>

== Wechselwirkung durch Strahlung ==
[[Datei:B1957 ill2.jpg|mini|Schematische Darstellung des Eclipsing Binary Millisecond Pulsar PSR B1957+20. Die Strahlung des Millisekundenpulsars verdampft die Oberfläche des Begleitsterns, von dem ein Sternwind das Doppelsternsystem verlässt.]]
Durch das Aufheizen der dem Begleiter zugewandten Seite kann in extremen Fällen sogar der Begleiter verdampft werden. Dies ist bei den [[Schwarze Witwe (Astronomie)|Schwarzen Witwen]] der Fall, wo Partikel- und elektromagnetische Strahlung den Begleiter innerhalb von einigen Millionen Jahren komplett auflösen.<ref>{{Literatur |Autor=Mallory S.E. Roberts |Titel=New BlackWidows and Redbacks in the Galactic Field |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1103.0819}}</ref> Die Wechselwirkung durch Strahlung hat ansonsten in Doppelsternen nur Einfluss auf die Lichtkurve, die einen Beleuchtungseffekt zeigen, da die [[Tag- und Nachtseite|Tagseite]] heller ist durch die zusätzliche Energie, die der Stern von seinem Begleiter erhält. Der Stern reagiert darauf mit einer Expansion seines Radius, wodurch er wiederum sein Roche-Grenzvolumen überschreiten kann.<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>

== Wechselwirkung in einer gemeinsamen Hülle ==
Alle Varianten der Wechselwirkung kommen bei Doppelsternen mit einer gemeinsamen Hülle zum Tragen. Dazu gehören die [[W-Ursae-Majoris-Stern]]e, deren Komponenten unter einer gemeinsamen Hülle mit einer einheitlichen Temperatur verborgen sind. Die gemeinsame Temperatur setzt einen noch nicht verstandenen Energietransport in der Atmosphäre des Doppelsternsystems voraus. Eine [[Common Envelope]] liegt vor, wenn ein Stern in die Atmosphäre seines Begleiters eindringt. Abhängig von dem Massenverhältnis und dem Entwicklungsstatus der Sterne kann dies zu unterschiedlichen Endergebnissen führen.<ref>{{Literatur |Autor=K. Stepien |Titel=Evolution of Cool Close Binaries - Approach to Contact |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1105.2645}}</ref> Kommt es zu einer Verschmelzung der beiden Sterne so ist das Ergebnis eine [[Leuchtkräftige Rote Nova]].<ref>{{Literatur |Autor=R. 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 |arXiv=1012.0163}}</ref> Sollte ein [[Neutronenstern]] mit einem Stern verschmelzen, so ist das hypothetische Resultat ein [[Thorne-Żytkow-Objekt]].

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Sternklasse der Doppelsterne]]
[[Kategorie:Stellarphysik]]