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Der '''Struve-Sahade-Effekt''' (benannt nach den Erstbeschreibern des Phänomens, [[Otto von Struve]]<ref>{{Literatur|Autor=Otto Struve|Titel=Variable Absorption Lines in Two Spectroscopic Binaries|Sammelwerk = The Astropyhiscal Journal|Band=85|Jahr=1937|Seiten=41}}</ref> und Jorge Sahade<ref>{{Literatur|Autor=Jorge Shahade|Titel=An Alternative Model for 29 UW Canis Majoris| Sammelwerk=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|Band=71|Jahr=1959|Seiten=151–155}}</ref>) beschreibt bei [[Spektroskopischer Doppelstern|spektroskopischen Doppelsternen]] die Abnahme der [[Äquivalentbreite]] der [[Absorptionslinie]]n des Sterns, der sich vom Beobachter entfernt, und die entsprechende Zunahme bei dem Stern, der sich auf den Beobachter zu bewegt. | Der '''Struve-Sahade-Effekt''' (benannt nach den Erstbeschreibern des Phänomens, [[Otto von Struve]]<ref>{{Literatur|Autor=Otto Struve|Titel=Variable Absorption Lines in Two Spectroscopic Binaries|Sammelwerk = The Astropyhiscal Journal|Band=85|Jahr=1937|Seiten=41}}</ref> und Jorge Sahade<ref>{{Literatur|Autor=Jorge Shahade|Titel=An Alternative Model for 29 UW Canis Majoris| Sammelwerk=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|Band=71|Jahr=1959|Seiten=151–155}}</ref>) beschreibt bei [[Spektroskopischer Doppelstern|spektroskopischen Doppelsternen]] die Abnahme der [[Äquivalentbreite]] der [[Absorptionslinie]]n des Sterns, der sich vom Beobachter entfernt, und die entsprechende Zunahme bei dem Stern, der sich auf den Beobachter zu bewegt. | ||
Der Struve-Sahade-Effekt wird in spektroskopischen Doppelsternen beobachtet, die aus zwei massiven Sternen mit einem frühen [[Spektraltyp]] der [[Hauptreihensterne der Spektralklasse O|Spektralklassen O]] oder [[Blauer Riese|B]] bestehen. Wenn einer der Sterne sich auf den Beobachter zu bewegt, nimmt die Tiefe der Absorptionslinie im [[ | Der Struve-Sahade-Effekt wird in spektroskopischen Doppelsternen beobachtet, die aus zwei massiven Sternen mit einem frühen [[Spektraltyp]] der [[Hauptreihensterne der Spektralklasse O|Spektralklassen O]] oder [[Blauer Riese|B]] bestehen. Wenn einer der Sterne sich auf den Beobachter zu bewegt, nimmt die Tiefe der Absorptionslinie im [[Sternspektrum]] ab und erschwert durch seine Veränderlichkeit die Bestimmung der Massen und [[Leuchtkraft|Leuchtkräfte]] der Sterne aus dem Spektrum. | ||
Alle Hypothesen bezüglich des Struve-Sahade-Effekts gehen von [[Wechselwirkender Doppelstern|Wechselwirkungen]] zwischen den Komponenten des Doppelsternsystems aus:<ref>{{Literatur|Autor=N. Linder, G. Rauw, H. Sana, M. De Becker, E. Gosset |Titel=The Struve-Sahade effect in the optical spectra of O-type binaries I. Main-sequence systems| Sammelwerk=Astronomy & Astrophysics|Band=474|Jahr=2007|Seiten=193–204|DOI=10.1051/0004-6361:20077902}}</ref><ref>{{Literatur|Autor=D. R. Gies u. a.|Titel=Photospheric Heating in Colliding-Wind Binaries| Sammelwerk=[[The Astrophysical Journal]]|Band=479|Jahr=1997|Seiten=408–417|DOI=10.1086/308060}}</ref><ref>{{Literatur|Autor=W. G. Bagnuolo u. a.|Titel=The Struve-Sahade Effect: A Tale of Three Stars| Sammelwerk=The Astrophysical Journal|Band=527|Jahr=1999|Seiten=353–359|DOI=10.1086/308060}}</ref> | Alle Hypothesen bezüglich des Struve-Sahade-Effekts gehen von [[Wechselwirkender Doppelstern|Wechselwirkungen]] zwischen den Komponenten des Doppelsternsystems aus:<ref>{{Literatur|Autor=N. Linder, G. Rauw, H. Sana, M. De Becker, E. Gosset |Titel=The Struve-Sahade effect in the optical spectra of O-type binaries I. Main-sequence systems| Sammelwerk=Astronomy & Astrophysics|Band=474|Jahr=2007|Seiten=193–204|DOI=10.1051/0004-6361:20077902}}</ref><ref>{{Literatur|Autor=D. R. Gies u. a.|Titel=Photospheric Heating in Colliding-Wind Binaries| Sammelwerk=[[The Astrophysical Journal]]|Band=479|Jahr=1997|Seiten=408–417|DOI=10.1086/308060}}</ref><ref>{{Literatur|Autor=W. G. Bagnuolo u. a.|Titel=The Struve-Sahade Effect: A Tale of Three Stars| Sammelwerk=The Astrophysical Journal|Band=527|Jahr=1999|Seiten=353–359|DOI=10.1086/308060}}</ref> | ||
* Die Doppelsterne lassen einen Gasstrom hinter sich auf ihrer [[Umlaufbahn]] zurück | * Die Doppelsterne lassen einen Gasstrom hinter sich auf ihrer [[Umlaufbahn]] zurück. | ||
* Gasströme auf den Komponenten verstärken oder schwächen je nach Beobachtungswinkel die [[Dopplerverbreiterung|Rotationsverbreiterung]] der Spektrallinien | * Gasströme auf den Komponenten verstärken oder schwächen je nach Beobachtungswinkel die [[Dopplerverbreiterung|Rotationsverbreiterung]] der Spektrallinien. | ||
* Zwischen den Sternen wird Gas ausgetauscht, und ihre [[Emissionslinie]]n füllen die Absorptionslinien der Sterne auf | * Zwischen den Sternen wird Gas ausgetauscht, und ihre [[Emissionslinie]]n füllen die Absorptionslinien der Sterne auf. | ||
* Ein massiver [[Sternwind]] zwischen den Komponenten des Doppelsternsystems führt zu einer Aufheizung der Hemisphäre, die dem anderen Stern zugewandt ist, und damit zu einer Veränderung des Spektrums | * Ein massiver [[Sternwind]] zwischen den Komponenten des Doppelsternsystems führt zu einer Aufheizung der Hemisphäre, die dem anderen Stern zugewandt ist, und damit zu einer Veränderung des Spektrums. | ||
* Die Sternwinde führen zu einer Kollisionszone zwischen den Sternen. | * Die Sternwinde führen zu einer Kollisionszone zwischen den Sternen. | ||
== Sterne mit dem Struve-Sahade-Effekt == | == Sterne mit dem Struve-Sahade-Effekt == | ||
* AO | * AO Cassiopeiae | ||
* 29 Canis Majoris | * 29 Canis Majoris | ||
* [[Spica]] | * [[Spica]] | ||
Der Struve-Sahade-Effekt (benannt nach den Erstbeschreibern des Phänomens, Otto von Struve[1] und Jorge Sahade[2]) beschreibt bei spektroskopischen Doppelsternen die Abnahme der Äquivalentbreite der Absorptionslinien des Sterns, der sich vom Beobachter entfernt, und die entsprechende Zunahme bei dem Stern, der sich auf den Beobachter zu bewegt.
Der Struve-Sahade-Effekt wird in spektroskopischen Doppelsternen beobachtet, die aus zwei massiven Sternen mit einem frühen Spektraltyp der Spektralklassen O oder B bestehen. Wenn einer der Sterne sich auf den Beobachter zu bewegt, nimmt die Tiefe der Absorptionslinie im Sternspektrum ab und erschwert durch seine Veränderlichkeit die Bestimmung der Massen und Leuchtkräfte der Sterne aus dem Spektrum.
Alle Hypothesen bezüglich des Struve-Sahade-Effekts gehen von Wechselwirkungen zwischen den Komponenten des Doppelsternsystems aus:[3][4][5]