Veraenderliche Sterne sind beliebte Beobachungsobjekte, sowohl im Bereich der Photometrie, als auch im Bereich der Spektroskopie. Zu ihnen zaehlt die Klasse kataklysmisch veraenderlicher Sterne. Das sind Doppelsterne, die Helligkeitsvariationen auf unterschiedlichen Zeitskalen zeigen. Zwergnovae, eine Unterklasse der Kataklysmischen Veraenderlichen, lassen sich charakterisieren durch schwache Helligkeitsvariationen mit einer Periode von wenigen Stunden (ca. 80 Minuten bis 16 Stunden). Dem ueberlagert sind starke quasiperiodische Helligkeitsanstiege, Zwergnovaausbrueche mit 3 bis 5 Magnituden und einer mittleren Periode von etlichen Tagen (ca. 10 bis 100 Tage).
Die Geschichte der letzten 100 Jahre hat in Bezug auf Zwergnovae viele Ansaetze zur Erklaerung der physikalischen Natur dieses Phaenomens hervorgebracht. Modelle, die auf der Annahme eines Einzelsternphaenomens basierten, blieben jedoch weitgehend unbefriedigend. Als die Doppelsternnatur des Systeme nachgewiesen werden konnte, erdachte man Modelle, die schliesslich in der Interpretation auf der Basis des Roche-Modells gipfelte. Heute besteht kein Anlass mehr, das Doppelsternphaenomen anzuzweifeln, zumal es sich fuer theoretische Modelle als sehr nuetzlich und sinnvoll erwiesen hat. Das Roche-Modell scheint das physikallische Prinzip Kataklysmischer Veraenderlicher auf den Punkt zu bringen.
Bei photometrischen Beobachtungen wird die von Teilbereichen des Systems ausgesandte Strahlung integral oder in Farbfilterbereichen als Funktion der Zeit aufgezeichnet. Das Ergebnis sind Lichtkurven. Diese Lichtkurven hinsichtlich der Beitraege einzelner Strahlungsquellen im System zu zerlegen, ist oberstes Ziel aller Nachforschung. Das Wissen um die genauen Systemparameter ist dabei Voraussetzung. Zur Bestimmung der Systemparameter eignen sich besonders Lichtkurven von Systemen, deren Bahnebene parallel zu unserem Sehstrahl verlaeuft. Die Bedeckung einzelner Strahlungsquellen macht sich durch einen mehr oder weniger markanten Helligkeitsabfall bzw. -anstieg im Lichtkurvenverlauf bemerkbar. Ueber die zeitliche Zuordnung dieser Lichtkurvenmerkmale zu den entsprechenden Phasen des Systems lassen sich Umlaufperiode des Systems, Massenverhaeltnis von Primaer- und Sekundaerstern, Einzelmassen der beiden Sterne, Radien der Sterne in Abhaengigkeit ihres Abstands sowie Inklinkationswinkel bestimmen.
IP Pegasis benennt ein Zwergnovasystem im Sternbild Pegasus. Trotz seiner Lichtschwachheit ist er wegen der guenstigen Beobachtungsperspektive ein interessantes Beobachtungsobjekt.
IP Peg ist eines der wenigen Doppelsternsysteme unter den Zwergnovae, bei dem eine vollstaendige Bedeckung der einen Komponente durch die andere zu beobachten ist. Photometrische Beobachtungen dieses Systems liefern Lichtkurven mit deutlichen Austrittsflanken von Weissem Zwerg und Hot Spot. Der Eintritt der beiden Strahlungsquellen erfolgt zeitlich so, dass die Eintrittsflanke in der Lichtkurve bei einer zeitlichen Aufloesung von zwei Sekunden nicht ohne weiteres nach den beiden Quellen aufgeloest werden kann. Aufgrunddessen koennen die Systemparameter nicht mit voller Genauigkeit bestimmt werden. Die vorliegende Arbeit zielt u.a. darauf ab, den Grad der Aufloesbarkeit der Lichtkurven zu ergruenden und, wenn moeglich, eine Aufloesung der Eintrittsflanke nach einzelnen Quellen zu erreichen.
Die Umlaufperiode eines Doppelsternsystems ist ein Parameter, der im allgemeinen mit grosser Genauigkeit ueber den Eintritts- und Austrittszeitpunkt des Weissen Zwerges aus der Bedeckung bestimmt werden kann. Aus ihr ergibt sich die Ephemeride des Systems, die fuer ideale Systeme eine lineare Funktion von Umlauf und Zyklus ist. In realen Systemen, so auch bei IP Peg, findet man haeufig Abweichungen vom linearen Verlauf. Gesetzmaessigkeit und Ursprung dieser Abweichungen zu untersuchen, ist weiterer Bestandteil dieser Arbeit. Bisher aufgestellte Thesen sollen verifiziert oder falsifiziert werden.
Ein Magnetfeld, wie wir es auf der Sonne vorfinden, sind in Doppelsternsystemen keine Seltenheit. Ein Magnetfeld auf dem Sekundaerstern hat merklichen Einfluss auf Ausbruchsverhalten und Bahnperiode des Doppelsternsystems. Quasiperiodizitaeten im Ausbruchsverhalten von IP Peg als auch Schwankungen in seiner Umlaufperiode soll in dieser Arbeit nachgegangen werden im Hinblick auf ein Magnetfeld des Sekundaersterns.
Durchgefuehrt von September 1994 bis November 1995.
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