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Der Inhalt des von Isaac Newton aufgestellten Gravitationsgesetzes lautet: Alle Massen im Weltall ziehen sich gegenseitig an, und zwar mit einer Kraft F, die dem Produkt der beiden beteiligten Massen m1 und m2 proportional und dem Quadrat ihres gegenseitigen Abstands r umgekehrt proportional ist, also
G ist dabei die Gravitationskonstante. Es ist 6,67259 . 10-11 m3/kg . s2. Aus dem Gravitationsgesetz lassen sich die Keplerschen Gesetze ableiten.
Ein Planet befindet sich auf einer stabilen Bahn, wenn er weder infolge der Schwerkraft auf die Sonne stürzt, noch infolge der Zentrifugalkraft, die auf dieser Bahn entsteht, aus dieser herausgeschleudert wird: Schwerkraft der Sonne und Zentrifugalkrat müssen sich gegenseitig aufheben. Die Zentrifugalkraft Z hängt von der Masse des Planeten m, seiner Bahngeschwindigkeit v und dem Krümmungsradius r der Bahn, also der Entfernung Planet-Sonne, ab. Es ist
Die Kreisbahngeschwindigkeit vk ist die erforderliche Geschwindigkeit zur Erhaltung des Gleichgewichts Zentrifugalkraft = Sonnenanziehung für einen gegebenen Sonnenabstand r. Ist die tatsächliche Geschwindigkeit etwas kleiner, so bewegt sich der Planet auf einer Ellipsse zur Sonne hin. Gleichzeitig nimmt gemäß dem 2. Keplerschen Gesetz die Bahngeschwindigkeit zu. In sonnennahen Scheitelpunkt der Ellipsenbahn überwiegt schließlich die entstehende Zentrifugalkraft die Sonnenanziehung, und der Planet bewegt sich auf der Ellipse wieder von der Sonne weg, bis wieder die Sonnenanziehung durch die sich jetzt verringernde Bahngeschwindigkeit die Oberhand gewinnt.
Rotation der Sterne
Während man bei unserer Sonne aus der Beobachtung der Sonnenflecken und anderer Erscheinungen sehr leicht die Rotationsgeschwindigkeit bestimmen kann, ist dies bei den Sternen auf direkte Weise nicht möglich; man kann sie nur als Punkte beobachten und daher keine Oberflächeneinzelheiten sehen. Doch die Rotationsgeschwindigkeit der Sonne läßt sich unter Anwendung des Doppler-Effekts bestimmen: man beobachtet getrennt den Ost- und Westrand der Sonne und stellt eine Blau- bzw. Rotverschiebung der Spektrallinien fest.
Bei einem Stern läßt sich twar nicht der eine oder andere Rand der Sternscheibe getrennt untersuchen. Vielmehr erhält man von den verschiedensten Teilen der Sterne Licht, also von Teilen, die sich infolge der Rotation auf die Erde zu bewgen, und anderen Teilen, die sich infolge der Rotation von ihr weg bewegen. Das bedeutet, dass die Spektrallinien sowohl nach Blau (oder Violett) als auch nach Rot verschoben sind, d.h. die Linien sind verbreitert. Diese Doppler-Verbreiterung ist ein Maß für die Rotationsgeschwindigkeit.
Allerdings erhält man die wirkliche äquatoriale Rotationsgeschwindigkeit nur für den Fall, daß die Rotationsachse des Sterns senkrecht zur Beobachtungsrichtung steht. Da dies in den seltensten Fällen zu erwarten ist, erhält man meist einen zu geringen Wert für die Rotationsgeschwindigkeit. Würde man genau in Richtung der Rotationsachse blicken, erfolgt über keine Doppler-Verbreiterung mehr: der Stern würde scheinbar nicht rotieren. Da es leider prinzipiell keine Möglichkeit gibt, die Neigung der Rotationsachse zu bestimmen, erhalten wir nur Minimalwerte für die Rotationsgeschwindigkeiten.
Doppelsterne
Diese Systeme bestehen - wie der Name schon sagt - aus zwei Sternen. Kennzeichnend für ein Doppelsternsystem ist, dass sich eine Masse jeweils um die andere dreht und dadurch der Schwerpunkt in den Raum zwischen den beiden
Himmelskörpern verlagert wird. Bei der Beobachtung von solchen Systemen ist jedoch zu beachten, dass manche nur scheinbar Doppelsterne sind (optische Doppelsterne). In Wirklichkeit haben diese beiden Sterne ganz verschiedene Entfernungen und erscheinen uns auf der Erde wie Doppelsterne. Im Gegensatz zu den echten, physischen Doppelsternen besitzt der Stern keinen Umlaufbahn um den anderen.
Spektroskopische Doppelsterne
Daneben gibt es noch sehr enge Doppelsterne, die auch in größeren Fernröhren nicht zu trennen sind, die sich aber oft auf spektroskopischem Wege verraten. Da sich die beiden Komponenten eines solchen Systems um den gemeinsamen Schwerpunkt bewegen, zeigen sie auch relative Bewegungen zur Erde, es sei denn, die Bahnebenen der beiden Körper stehen senkrecht zur Blickrichtung. Wie bei der zuvor erwähnten Methode zur Ermittlung der Rotationsgeschwindigkeit, verfährt man hier auf gleiche Weise:
Sind die beiden Komponenten eines solchen Systems ungefähr gleich hell, dann überlagern sich zwei Spektren, deren Linien sich wegen dees Doppler-Effekts gegeneinander verschieben: bewegt sichdie eine Kompnente auf den Beobachter zu, dann sind deren Spektrallinien nach Blau verschoben. Gleichzeitig muß sich aber die andere Komponente vom Betrachter weg bewegen und deren Linien sind nach Rot verlagert. Eine halbe Umlaufsperiod später ist es umgekehrt. Ein Viertel einer Umlaufsperiode danach bewegn sich dagegen beide Komponenten rechtwinklig zur Blickrichtung. Jetzt ergeben sich sich keine Doppler-Verschiebeungen: die Spektrallinien beider Sterne fallen zusammen. Mit anderen Worten: die Spektrallinien spalten bei den spektroskopischen Doppelsternen innerhalb einer Umlaufsperiode zweimal auf und fallen zweimal wieder zusammen.
Bedeckungsveränderliche
Ist die Bahnneigung bei einem engen Doppelstern nahe 90°, d.h. liegt die Bahnebene so im Raum, dasss man von der Erde aus fast in deren Richtung sieht, können sich die Komponenten während ihres Umlaufs gegenseitig bedecken. Wie bei den Sonnenfinsternissen, so kommen auch bei den Bedeckungsveränderlichen totale, ringförmige und partielle Bedeckungen vor. Manche Doppelsternpartner sind so eng benachbart, dass es zu einem Materieaustausch zwischen ihnen kommen kann.
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